Gli astronomi possono stimare approssimativamente quanto tempo impiega una nuova stella a formarsi:è il tempo impiegato dal materiale in una nube di gas per collassare in caduta libera, ed è fissato dalla massa, la dimensione della nuvola, e gravità. Pur essendo un'approssimazione, questo scenario di rapida, la formazione dinamica delle stelle è coerente con molte osservazioni, soprattutto di fonti in cui nuovo materiale può fluire nel cloud, forse lungo i filamenti, per sostenere un'attività costante. Ma questa semplice immagine potrebbe non essere applicabile ai sistemi più grandi con ammassi stellari e stelle di grande massa. Piuttosto che un crollo veloce, il processo potrebbe essere inibito dalla pressione, turbolenza, o altre attività che lo rallentano.

L'astronomo CfA Cara Battersby e due colleghi hanno studiato la formazione, evoluzione precoce, e le vite delle regioni di formazione stellare di grande massa e le loro prime fasi evolutive in dense, regioni molecolari. Questi gruppi hanno densità di gas fino a dieci milioni di molecole per centimetro cubo (decine di migliaia di volte superiori a quelle tipiche delle nuvole di gas); la polvere associata a questo gas blocca la luce stellare esterna, lasciando il materiale molto freddo, solo poche decine di gradi sopra lo zero assoluto. Il metodo usuale per identificare questi gruppi è con telescopi submillimetrici, che riprendono immagini del cielo; algoritmi automatizzati possono quindi elaborare le immagini per identificare e caratterizzare i grumi freddi. Il problema è che anche un ammasso quiescente può contenere sottoregioni di attività che non sono individuate con le risoluzioni spaziali relativamente scarse dei telescopi submillimetrici utilizzati per assemblare i cataloghi di queste regioni.

Piuttosto che fare affidamento sulle immagini submillimetriche degli interi gruppi, gli astronomi hanno esaminato ciascuno dei multipli, i singoli pixel in ogni immagine di gruppo e confrontato i risultati con i dati dell'infrarosso e del lontano infrarosso. Queste immagini a infrarossi campionano materiale più caldo, compreso quello da piccole fonti incorporate che potrebbero essere state sopraffatte nell'immagine più grande. L'infrarosso segnala la presenza di attività di formazione stellare nel gruppo, e caratterizza anche le temperature della polvere (che sono leggermente superiori quando tale attività è presente). Gli autori ancorano il loro lasso di tempo a fonti chiamate maser di metanolo, trovato nelle regioni di formazione stellare, che durano per circa 35, 000 anni. Questi maser sono visti in molti dei ciuffi densi, e stime ragionevoli delle loro proprietà vincolano l'età dei gruppi in cui si trovano.

Le statistiche di tutti i gruppi submillimetrici e infrarossi forniscono quindi una stima dei valori tipici di una vita di gruppo. Gli astronomi hanno scoperto che i gruppi senza stelle incastonate durano tra circa 0,2 e 1,7 milioni di anni, mentre quelli con le stelle durano solo la metà di quel tempo. I tempi, nel caso della formazione stellare, coprono un intervallo da circa 0,4 - 2,4 volte in caduta libera, in buon accordo con i modelli. I risultati dimostrano anche che la maggior parte del gas ad alta densità si trova in ammassi privi di una stella di grande massa (tuttavia, ci potrebbe essere piccolo, stelle di piccola massa presenti).