De acordo com as concepções actuais, os primeiros passos na formação de estrelas maciças são a contracção e fragmentação de uma nuvem molecular gigante, que posteriormente conduzirá à formação de pequenos núcleos densos que se encontram aproximadamente em equilíbrio hidrostático.
Segundo Larson (1982), a maioria das estrelas maciças surge dentro de núcleos densos, e a massa dessas estrelas aumenta significativamente com a massa da nuvem molecular ao qual essa estrela está associada.
As estrelas maciças têm sido encontradas em pequenos grupos chamados associações OB, juntamente com centenas de estrelas de pequena massa. O exemplo que melhor se conhece e ao mesmo tempo, o mais próximo de nós (1500 anos-luz) é o enxame do trapézio na nebulosa de Orion.
Para uma associação OB se formar é necessário que milhares de massas solares, principalmente hidrogénio molecular, seja comprimida numa região inferior a um parsec.
Dado que as estrelas maciças jovens produzem fotões suficientemente energéticos para produzir ionização do meio envolvente, um dos primeiros sinais da sua formação é o aparecimento de regiões ionizadas compactas.
As estrelas de pequena massa começam por ser núcleos moleculares pré-estelares e passam por várias etapas (desde a Classe 0 até à III ), que se caracterizam por um aumento de emissão de radiação infravermelha a partir da estrela central e uma diminuição de emissões do sub-milímetro a partir da poeira do disco de acreção.
Para
as estrelas de grande massa parece não haver uma relação entre os estados de
evolução e a distribuição espectral de energia, análoga ao que se conhece para
as estrelas de pequena massa.
Kobulnicky et al (2000), a partir da
literatura actual, apresentam uma sequência evolucionária possível para essas
estrelas, como se pode ver na figura seguinte.
