Ще Гершель виявив на фоні Чумацького Шляху темні провали, що він називав "дірами в небі". В кінці XIX ст. на Ликской обсерваторії (США) астроном Едуард Бар-нард почав систематичне фотографування неба. До 1913 р. він знайшов біля 200 темних туманностей. На його думку, вони являли собою хмари поглинає світло матерії, а зовсім не проміжки між зірками, як вважав Гершель.

Це припущення підтвердилося. Коли поруч із хмарою міжзоряного газу або усередині нього немає гарячої зірки, газ залишається холодним і не світиться. Якби хмара містила тільки газ, його могли б і не помітити. Але крім газу в міжзоряному середовищі в невеличкій кількості (біля 1% по масі) є дрібні тверді частки - порошини розмірами біля 1 мкм і менше, що поглинають світло далеких зірок. Тому-то холодна хмара і здається темним "провалом у небі". Детальне вивчення Чумацького Шляху показало, що дуже часто такі "провали" зустрічаються в областях зореутворення, подібних туманності Оріона.

У 1946 р. американський астроном Барт Бок виявив на фоні світлих туманностей NGC 2237 у Єдинорозі і NGC 6611 у Щиті маленькі чорні плями, що назвав глобулами. Розмір їх від 0,01 до 1 пк. Вони послабляють світло лежачих за ними зірок у десятки і сотні разів. Це значить, що речовина глобул у тисячі разів щільніше навколишнього їхнього газу. Їхня маса оцінюється в межах від 0,01 до 100 мас Сонця.

Після відкриття глобул з'явилося переконання, що затискаються хмари дозвездной матерії вже знайдені, що вони і є безпосередніми попередниками зірок. Але незабаром стала очевидною квапливість такого висновку.

Справа в тому, що оптичні телескопи не дають повного уявлення про міжзоряному середовищі: з їх допомогою ми бачимо лише гарячі хмари, нагріті масивними зірками (як туманність Оріона), або маленькі темні глобули на світлому фоні. І ті й інші - досить рідкісні утворення. Тільки створені в 50-і рр. радіотелескопи дозволили виявити по випромінюванню в лінії 21 см атомарний водень, що заповнює майже весь простір між зірками.

Це дуже розріджений газ: приблизно один атом у кубічному сантиметрі простору (по мірках земних лабораторій - найвищий вакуум!) Але оскільки розмір Галактики величезний, у ній набирається біля 8 млрд сонячних мас міжзоряного газу, або приблизно 5% від її повної маси. Міжзоряний газ більш ніж на 67% (по масі) складається з водню, на 28% із гелію, і менше 5% припадає на всі інші елементи самі рясні серед яких - кисень, вуглець і азот.

Міжзоряного газу особливо багато поблизу площини Галактики. Майже весь він зосереджений у прошарку товщиною 600 світлових років і діаметром біля 30 кпк або 100 тис. світлових років (це діаметр галактичного диска). Але й у такому тонкому прошарку газ розподілений нерівномірно. Він концентрується в спіральних рукавах Галактики, а там розбитий на окремі великі хмари протяжністю в парсеки і навіть у десятки парсек, а масою в сотні і тисячі мас Сонця. Щільність газу в них порядку 100 атомів на кубічний сантиметр, температура біля -200 °С. Виявилось, що критичні маса і радіус Джинса за таких умов майже збігаються з масою і радіусом самих хмар, а це значить, що вони готові до колапсу. Але головне відкриття було ще попереду.

Астрономи підозрювали, що при відносно високій щільності і низькій температурі, що панує в міжзоряних хмарах, частина речовини повинна об'єднуватися в молекули. У цьому випадку найважливіша частина міжзоряного середовища недоступна спостереженням в оптичному діапазоні.

Що почалися в 1970 р. ультрафіолетові спостереження з ракет і супутників дозволили відкрити головну молекулу міжзоряного середовища - молекулу водню (Н2). А при спостереженні міжзоряного простору радиотелескопами сантиметрового і міліметрового діапазонів були виявлені десятки інших молекул, часом досить складних, що містять до 13 атомів. У їхньому числі молекули води, аміаку, формальдегіду, етилового спирту і навіть амінокислоти гліцину.

Як з'ясувалося, біля половини міжзоряного газу утримується в молекулярних хмарах. Їх щільність у сотні разів більше, ніж у хмар атомарного водню, а температура усього на декілька градусів вище абсолютного нуля. Саме за таких умов виникають нестійкі до гравітаційному стиску окремі ущільнення в хмарі масою порядку маси Сонця і стає можливим формування зірок.

Більшість молекулярних хмар зареєстровано тільки по радіовипромінювання. Деякі, утім, давно відомі астрономам, наприклад темна туманність Вугільний Мішок добре видима оком у південній частині Чумацького Шляху. Діаметр цієї хмари 12 пк, але воно виглядає великим, оскільки віддалено від нас усього на 150 пк. Його маса біля 5 тис. сонячних мас, тоді як у деяких хмар маса досягає мільйона сонячних, а розмір 60 пк У таких гігантських молекулярних хмарах (їх у Галактиці усього декілька тисяч) і розташовуються головні осередки формування зірок.