Les astronomes peuvent estimer approximativement combien de temps il faut pour qu'une nouvelle étoile se forme :c'est le temps qu'il faut pour que la matière d'un nuage de gaz s'effondre en chute libre, et est fixé par la masse, la taille du nuage, et la gravité. Bien qu'il s'agisse d'une approximation, ce scénario de rapide, la formation dynamique des étoiles est cohérente avec de nombreuses observations, en particulier des sources où de nouvelles matières peuvent s'écouler dans le cloud, peut-être le long de filaments, pour maintenir une activité régulière. Mais cette image simple pourrait ne pas s'appliquer dans les plus grands systèmes avec des amas d'étoiles et des étoiles de masse élevée. Plutôt qu'un effondrement rapide, le processus peut y être inhibé par la pression, turbulence, ou d'autres activités qui le ralentissent.

L'astronome CfA Cara Battersby et deux collègues ont étudié la formation, évolution précoce, et les durées de vie des régions de formation d'étoiles de masse élevée et leurs premières phases évolutives dans des zones denses, régions moléculaires. Ces amas ont des densités de gaz aussi élevées que dix millions de molécules par centimètre cube (des dizaines de milliers de fois plus élevées que celles typiques des nuages ​​de gaz) ; la poussière associée à ce gaz bloque la lumière externe des étoiles, laissant le matériau très froid, seulement quelques dizaines de degrés au-dessus du zéro absolu. La méthode habituelle pour identifier ces touffes est avec des télescopes submillimétriques, qui prennent des images du ciel; des algorithmes automatisés peuvent ensuite traiter les images pour identifier et caractériser les amas froids. Le problème est que même un amas au repos peut contenir des sous-régions d'activité qui ne sont pas repérées avec les résolutions spatiales relativement faibles des télescopes submillimétriques utilisés pour assembler les catalogues de ces régions.

Plutôt que de se fier aux images submillimétriques de l'ensemble des touffes, les astronomes ont examiné chacun des multiples, pixels individuels dans chaque image de bloc et comparé les résultats avec les données infrarouges et infrarouges lointains. Ces images infrarouges échantillonnent un matériau plus chaud, y compris celles provenant de petites sources intégrées qui peuvent avoir été maîtrisées dans l'image plus grande. L'infrarouge signale la présence d'une activité de formation d'étoiles dans la touffe, et caractérise également les températures des poussières (qui sont légèrement plus élevées lorsqu'une telle activité est présente). Les auteurs ancrent leur calendrier à des sources appelées masers de méthanol, trouvé dans les régions de formation d'étoiles, qui durent environ 35, 000 ans. Ces masers sont visibles dans la plupart des touffes denses, et des estimations raisonnables de leurs propriétés limitent l'âge des touffes dans lesquelles elles se trouvent.

Les statistiques de tous les amas submillimétriques et infrarouges fournissent ensuite une estimation des valeurs typiques d'une durée de vie d'un amas. Les astronomes constatent que les amas sans étoiles incrustées durent entre environ 0,2 et 1,7 million d'années, tandis que ceux avec des étoiles ne durent qu'environ la moitié de ce temps. Les temps, dans le cas de la formation d'étoiles, s'étendent sur une plage d'environ 0,4 à 2,4 temps de chute libre, en bon accord avec les modèles. Les résultats démontrent également que la plupart des gaz à haute densité se trouvent dans des amas dépourvus d'étoile de masse élevée (cependant, il peut y avoir des petits, étoiles de faible masse présentes).