Yıldız oluşumu çok dinamik bir süreçtir. Yıldızlar, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan, yoğunlukların hidrojenin atomlarının bir bölümünün karbon ve oksijen gibi diğer eser atomlarla birleşerek diatomik hidrojen, karbonmonoksit, karbondioksit, buhar molekülleri ve katı toz parçacıkları oluşturacağı kadar fazla olduğu kalın bulutlardan meydana gelir. Buluttaki gaz yoğunluğunun farklı yerlerde değişiklik gösterdiği düşünülürse, en yoğun bölgeler yakındaki daha az yoğun bölgeye göre biraz daha fazla kütle çekim kuvvetine sahip olacak ve daha fazla gaz ve tozu çekerek daha da yoğun hale gelecektir. Bu nispeten yavaş süreçte ufak madde parçaları yıldızlara dönüşür. Ancak yıldızlar bir kez oluştuklarında, astronomların geri besleme adını verdiği bir işlemde, radyasyon ve yıldız rüzgarlarıyla doğum bulutlarının karakterini değiştirirler. W51 adı verilen dev moleküler bulutun yüksek enerji X-ışın emisyonunu (mavi) ve kızılötesi emisyonunu (sarı-turuncu) gösteren yukarıdaki görsel bu işlemin anlık bir görüntüsünü belgeliyor. (Chandra X-ışın Gözlemevi gözlemlerinden) X-ışın emisyonu, dev yıldızlardan kuvvetli madde dışa akışlarıyla üretilen sıcak şoklanmış gazdan ve düşük kütleli yıldızların manyetik olarak işleyen faaliyetinden kaynaklanıyor. Yıldızların kendilerinden kaynaklanan güçlü morötesi emisyonla birlikte dışa akışlar ve kuvvetli X-ışın emisyonu, moleküler bulutta yeni oluşan yıldızlara yakın düşük yoğunluklu iyonize gaz baloncukları yaratır. (Spitzer Uzay Teleskobu tarafından gözlenen) kızılötesi emisyon, yıldızlar tarafından ısıtılan tozun emisyonunu gösteriyor ve moleküler bulutun daha soğuk, yüksek yoğunluklu bölgelerini detaylandırıyor. Dağınık X-ışın emisyonunun sönük olduğu bölgeler, çoğunlukla kızılötesi emisyonun parlak olduğu yerler ve bu da ya bu bölgelerin genç yıldızların yıkıcı radyasyonundan korunduğuna ya da bu bölgelerin X-ışın emisyonunu engelleyecek kadar yoğun olduğuna işaret ediyor.
Görsel: X-ışın: NASA/CXC/PSU/L.Townsley et al; Kızılötesi: NASA/JPL-Caltech