Las estrellas masivas (más de 8 veces la masa del Sol), tras su nacimiento, disocian las moléculas de las nubes a partir de las que se formaron, producen regiones de gas ionizado y, a través de sus vientos, generan turbulencia a gran escala impulsando, en ocasiones, la formación de nuevas generaciones de estrellas. Comprender las condiciones necesarias para la formación de este tipo de estrellas y su evolución durante las primeras etapas de su vida es pues una importante tarea, dada su capacidad para modificar el medio ambiente galáctico. Las protoestrellas masivas nacen por lo general en pequeños cúmulos y la interacción entre los miembros del cúmulo hace aún más difícil la interpretación de las observaciones (Benaglia et al. 2010c; Sánchez-Monge et al. 2013). Entre los modelos que han tratado de explicar su formación, el más aceptado afirma que las protoestrellas masivas se forman al ir acumulando material con grandes tasas de acreción a partir de un disco circumestelar (ej., Guzmán et al. 2014). Sin embargo, los estudios de alta resolución angular realizados en las regiones más cercanas a nosotros (Orion BN/KL, Cefeo A HW2, G5.89-0.39; Zapata et al. 2009, 2013, 2019, 2020; Cunningham et al. 2009) sugieren que a pesar de que los discos de acreción son un fenómeno usual, probablemente asociado a todo tipo de protoestrellas, la interacción gravitatoria entre protoestrellas compañeras desempeña un rol principal en los procesos de formación de estrellas masivas (Bally & Zinnecker 2005). Esto se ve reflejado en un tipo nuevo de flujos moleculares explosivos descubiertos por Zapata et al. (2009). Por un lado estarían los flujos moleculares clásicos que producen las estrellas de baja masa en su proceso de formación, y por otro, los flujos de carácter explosivo, probablemente asociados a la desintegración de un sistema múltiple joven y masivo, cuyo origen podría residir en la posible coalescencia o unión de protoestrellas de menor masa (Zapata et al. 2017). Este tipo de flujos está formado por decenas de filamentos moleculares isotrópicos, con velocidades crecientes con respecto a su origen (Bally et al. 2011, 2015).