Astronomer kan grovt uppskatta hur lång tid det tar för en ny stjärna att bildas:det är den tid det tar för material i ett gasmoln att kollapsa i fritt fall, och sätts av massan, storleken på molnet, och gravitation. Även om en uppskattning, detta scenario av snabb, dynamisk stjärnbildning överensstämmer med många observationer, särskilt av källor där nytt material kan flöda in i molnet, kanske längs filament, för att upprätthålla en stadig aktivitet. Men denna enkla bild kanske inte gäller i de största systemen med stjärnhopar och stjärnor med hög massa. Istället för en snabb kollaps, processen där kan hämmas av tryck, turbulens, eller andra aktiviteter som bromsar det.

CfA-astronomen Cara Battersby och två kollegor studerade formationen, tidig evolution, och livstider för stjärnbildande regioner med hög massa och deras tidigaste evolutionära faser i täta, molekylära regioner. Dessa klumpar har densiteter av gas så höga som tio miljoner molekyler per kubikcentimeter (tiotusentals gånger högre än vad som är typiskt i gasmoln); dammet i samband med denna gas blockerar det yttre stjärnljuset, lämnar materialet väldigt kallt, bara några tiotals grader över den absoluta nollpunkten. Den vanliga metoden för att identifiera dessa klumpar är med submillimeterteleskop, som tar bilder av himlen; automatiserade algoritmer kan sedan bearbeta bilderna för att identifiera och karakterisera kalla klumpar. Problemet är att även en vilande klump kan innehålla subregioner av aktivitet som inte upptäcks med de relativt dåliga rumsliga upplösningarna hos de submillimeterteleskop som används för att sammanställa kataloger över dessa regioner.

Istället för att lita på submillimeterbilderna av hela klumpar, astronomerna undersökte var och en av de multipla, enskilda pixlar i varje klumpbild och jämförde resultaten med data från infraröd och fjärrinfraröd. Dessa infraröda bilder provar hetare material, inklusive det från små inbäddade källor som kan ha blivit övermannade i den större bilden. Det infraröda signalerar närvaron av stjärnbildningsaktivitet i klumpen, och karakteriserar även dammtemperaturerna (som är något högre när sådan aktivitet är närvarande). Författarna förankrar sin tidsram till källor som kallas metanolmasrar, finns i stjärnbildande områden, som håller i cirka 35, 000 år. Dessa masrar ses i många av de täta klumpar, och rimliga uppskattningar av deras egenskaper begränsar åldrarna på de klumpar där de finns.

Statistiken från alla submillimeter- och infraröda klumpar ger sedan en uppskattning av de typiska värdena för en klumplivslängd. Astronomerna finner att klumpar utan några inbäddade stjärnor håller mellan cirka 0,2 och 1,7 miljoner år, medan de med stjärnor bara varar ungefär hälften av den tiden. Tiderna, i stjärnbildningsfallet, spänner över ett intervall från cirka 0,4 - 2,4 fritt falltider, i god överensstämmelse med modellerna. Resultaten visar också att de flesta gaser med hög densitet finns i klumpar som saknar en stjärna med hög massa (dock, det kan vara små, lågmassa stjärnor närvarande).