Les nuages ​​moléculaires interstellaires sont souvent allongés et de forme "filamentaire", et viennent dans une large gamme de tailles. Dans les nuages ​​moléculaires, où se forment les étoiles, on pense que la structure filamenteuse joue un rôle important dans la formation des étoiles lorsque la matière s'effondre pour former des protoétoiles. Les nuages ​​filamenteux sont détectés car la poussière qu'ils contiennent obscurcit la lumière optique des étoiles de fond tout en émettant à des longueurs d'onde infrarouges et submillimétriques.

Les observations de certains filaments indiquent qu'ils sont eux-mêmes composés de faisceaux de fibres étroitement espacées avec des propriétés physiques distinctes. Les simulations informatiques sont capables de reproduire certaines de ces structures filamenteuses, et les astronomes conviennent généralement que la turbulence dans le gaz combinée à l'effondrement gravitationnel peut conduire à des filaments et des protoétoiles en leur sein, mais les manières exactes dont les filaments se forment, faire des étoiles, et enfin se dissiper ne sont pas compris. Le nombre de nouvelles étoiles qui se développent, par exemple, varie considérablement entre les filaments pour des raisons qui ne sont pas connues.

Le modèle usuel pour un filament formant étoile est un cylindre dont la densité augmente vers l'axe selon un profil précis, mais qui par ailleurs est uniforme sur toute sa longueur. L'astronome du CfA Phil Myers a développé une variante de ce modèle dans laquelle le filament a une zone de formation d'étoiles sur toute sa longueur où la densité et le diamètre sont plus élevés, avec trois profils génériques pour décrire leurs formes. En plus d'être une description plus réaliste de la structure d'un filament, les différents profils de densité développent des "puits" gravitationnels de force différente conduisant naturellement à la formation d'un nombre différent d'étoiles en leur sein.

Myers compare les propriétés de formation d'étoiles de ces trois types de zones avec les propriétés des filaments de formation d'étoiles observés, avec d'excellents résultats. Le filament dans le nuage moléculaire de Musca a relativement peu de formation d'étoiles, et peut être raisonnablement bien expliqué avec l'un des trois profils indicatifs d'un stade précoce d'évolution. Un petit amas de jeunes étoiles dans la constellation de la Corona Australis correspond à un deuxième modèle qui a évolué plus longtemps, tandis qu'Ophiuchus héberge un filament qui peut être proche de la fin de sa durée de vie de formation d'étoiles et ressemble au troisième type. Les trois profils semblent jusqu'à présent capables de rendre compte de l'ensemble des conditions. Les nouveaux résultats sont une étape importante pour apporter plus de sophistication et de réalisme à la théorie des filaments formant des étoiles. Les travaux futurs exploreront les processus spécifiques qui fragmentent les différentes zones de formation d'étoiles en leurs étoiles.