Текущая структура этого облака поддерживается теми же самыми законами физики, которые действуют и в случае звезд. Облако находится во временном состоянии равновесия, когда внутренние силы гравитации противодействуют давлению газа. Но эта ситуация не может сохраняться долго. Если равновесие в таком облаке нарушается, оно начинает сжиматься и превращается в так называемую протозвезду. По мере сжатия плотность и температура в облаке возрастают, а вместе с ними растет и сопротивление сжатию. Если масса протозвезды невелика, ее коллапс может на каком-то этапе остановиться. При этом образуется газовый шар небольших размеров, который называется коричневым карликом. Более массивная протозвезда развивается иначе. На определенном этапе сжатия плотность и температура в ее центре возрастают до такой степени, что здесь начинается термоядерная реакция.
С этого момента звезду можно считать родившейся. Такие звезды, окруженные остатками газа и пыли, из которых они образовались, наблюдаются во многих плотных газовопылевых облаках в нашей и других галактиках. Если протозвездное облако вращалось с большой скоростью, остатки газа и пыли образуют у молодой звезды диск, из которого впоследствии может образоваться планетная система. Хорошее понимание процессов рождения звезд и планетных систем тесно связано с детальным знанием и пониманием условий внутри холодных темных межзвездных облаков. Однако такие облака светонепроницаемы, и их физическая структура оставалась загадкой на протяжении всего того времени, как стало известно об их существовании. Последующие фазы рождения из такого облака звезды известны намного лучше. Полученные в ходе исследований облака В68 результаты изменили эту ситуацию. С помощью новой наблюдательной методики исследователи получили возможность детального зондирования внутренней структуры облака.
Обнаружено, что средняя плотность монотонно увеличивается к центру. Это согласуется с теоретической моделью, в которой в изолированном сферическом газовом облаке с некоторой температурой его собственные силы гравитации уравновешивают внутреннее тепловое давление. Имея точное физическое описание структуры, с очень высокой точностью (около 3%) можно определить основные параметры облака, такие, как его размер и соотношение газа и пыли. Новая наблюдательная методика основана на измерении излучения звезд, находящихся позади облака. Проходя через облако, излучение поглощается и рассеивается частицами пыли. Этот эффект зависит от цвета (длины волны), и звезды становятся более красными, чем на самом деле. Он также пропорционален количеству затеняющего материала, и, следовательно, наибольшим оказывается для тех звезд, которые расположены позади центральной части облака. Измеряя степень покраснения звезд, наблюдаемых сквозь разные области облака, можно получить таблицу распределения пыли в облаке. Но получение такого распределения является сложной задачей, так как даже малые облака настолько светонепроницаемы, что сквозь них можно наблюдать очень немного фоновых звезд.
Только большие телескопы и высокочувствительные приборы способны обнаружить достаточное число звезд для того, чтобы можно было достигнуть значительных результатов.
