Cahaya inframerah mendedahkan kelompok terbuka padat yang terbentuk di tengah-tengah nebula Orion.

Pembentukan kelompok terbuka bermula dengan runtuhnya sebahagian daripada awan molekul gergasi, awan gas padat sejuk dan habuk yang mengandungi sehingga beribu-ribu kali jisim Matahari. Awan ini mempunyai ketumpatan yang berbeza dari 102 hingga 106 molekul hidrogen neutral per cm3, dengan pembentukan bintang berlaku di kawasan yang mempunyai ketumpatan melebihi 104 molekul per cm3. Biasanya, hanya 1–10% daripada awan mengikut volum berada di atas ketumpatan terakhir.[27] Sebelum meruntuh, awan ini mengekalkan keseimbangan mekanikalnya melalui medan magnet, pergolakan, dan putaran.[28]

Banyak faktor boleh mengganggu keseimbangan awan molekul gergasi, mencetuskan keruntuhan dan memulakan pecah pembentukan bintang yang boleh mengakibatkan kelompok terbuka. Ini termasuk gelombang kejutan daripada supernova berdekatan, perlanggaran dengan awan lain atau interaksi graviti. Walaupun tanpa pencetus luaran, kawasan awan boleh mencapai keadaan tidak stabil terhadap keruntuhan.[28] Rantau awan yang runtuh akan mengalami pemecahan hierarki kepada rumpun yang lebih kecil, termasuk bentuk yang sangat padat yang dikenali sebagai awan gelap inframerah, akhirnya membawa kepada pembentukan sehingga beberapa ribu bintang. Pembentukan bintang ini mula diselubungi awan yang runtuh, menghalang protostar daripada penglihatan tetapi membenarkan pemerhatian inframerah[27] Dalam galaksi Bima Sakti, kadar pembentukan kelompok terbuka dianggarkan satu setiap beberapa ribu tahun.[29]

Apa yang dipanggil " Pillars of Creation ", kawasan Nebula Helang di mana awan molekul sedang disejat oleh bintang muda yang besar

Bintang yang paling panas dan paling besar daripada bintang yang baru terbentuk (dikenali sebagai bintang OB) akan memancarkan sinaran ultraungu yang sengit, yang secara berterusan mengionkan gas sekeliling awan molekul gergasi, membentuk rantau H II. Angin bintang dan tekanan sinaran daripada bintang besar mula menghalau gas terion panas pada halaju yang sepadan dengan kelajuan bunyi dalam gas. Selepas beberapa juta tahun, kelompok itu akan mengalami supernova runtuhan teras pertamanya, yang juga akan mengeluarkan gas dari kawasan sekitar. Dalam kebanyakan kes, proses ini akan menghilangkan kelompok gas dalam tempoh sepuluh juta tahun dan tiada lagi pembentukan bintang akan berlaku. Namun, kira-kira separuh daripada objek protostellar yang terhasil akan dibiarkan dikelilingi oleh cakera lilit najam, yang kebanyakannya membentuk cakera tokokan.[27]

Memandangkan hanya 30 hingga 40 peratus daripada gas dalam teras awan membentuk bintang, proses pembuangan gas sisa sangat merosakkan proses pembentukan bintang. Oleh itu, semua kelompok mengalami penurunan berat semasa muda yang ketara, manakala sebahagian besar mengalami kematian semasa muda. Pada ketika ini, pembentukan kelompok terbuka akan bergantung kepada sama ada bintang yang baru terbentuk terikat secara graviti antara satu sama lain; jika tidak, kesatuan bintang yang tidak terikat akan terhasil. Walaupun apabila kelompok seperti Pleiades terbentuk, ia mungkin hanya berpegang kepada satu pertiga daripada bintang asal, dengan selebihnya menjadi tidak terikat sebaik sahaja gas dikeluarkan.[30] Bintang-bintang muda yang dilepaskan daripada kelompok kelahiran mereka menjadi sebahagian daripada populasi medan galaksi.

Memandangkan kebanyakan, jika tidak semua, bintang terbentuk dalam kelompok, kelompok bintang harus dilihat sebagai blok bangunan asas galaksi. Peristiwa pengusiran gas ganas yang membentuk dan memusnahkan banyak kelompok bintang semasa lahir meninggalkan kesannya dalam struktur morfologi dan kinematik galaksi.[31] Kebanyakan kelompok terbuka terbentuk dengan sekurang-kurangnya 100 bintang dan berjisim 50 atau lebih jisim suria. Kelompok terbesar boleh mempunyai lebih 104 jisim suria, dengan kelompok besar Westerlund 1 dianggarkan pada 5 × 104 jisim suria dan R136 pada hampir 5 x 105, biasa bagi kelompok globul.[27] Walaupun kelompok terbuka dan kelompok globul membentuk dua kumpulan yang agak berbeza, mungkin tidak terdapat banyak perbezaan intrinsik antara kelompok globul yang sangat jarang seperti Palomar 12 dan kelompok terbuka yang sangat kaya. Sesetengah ahli astronomi percaya dua jenis kelompok bintang terbentuk melalui mekanisme asas yang sama, dengan perbezaannya ialah keadaan yang membenarkan pembentukan kelompok globul yang sangat kaya yang mengandungi ratusan ribu bintang tidak lagi berlaku di Bima Sakti.[32]

Perkara biasa untuk dua atau lebih kelompok terbuka yang berasingan untuk terbentuk daripada awan molekul yang sama. Dalam Awan Magellan Besar, kedua-dua Hodge 301 dan R136 telah terbentuk daripada gas Nebula Tarantula, manakala dalam galaksi kita sendiri, menjejak kembali gerakan melalui ruang Hyades dan Praesepe, dua kelompok terbuka berdekatan yang menonjol, menunjukkan bahawa ia terbentuk dalam awan yang sama kira-kira 600 juta tahun dahulu.[33] Kadangkala, dua kelompok yang lahir pada masa yang sama akan membentuk kelompok binari. Contoh paling terkenal dalam Bima Sakti ialah Kelompok Berganda NGC 869 dan NGC 884 (juga dikenali sebagai h dan χ Persei), tetapi sekurang-kurangnya 10 lagi kelompok berganda diketahui wujud.[34] Banyak lagi yang diketahui dalam Awan Magellan Kecil dan Besar—ia lebih mudah dikesan dalam sistem luaran berbanding galaksi kita sendiri kerana kesan unjuran boleh menyebabkan kelompok yang tidak berkaitan dalam Bima Sakti kelihatan berdekatan antara satu sama lain.