Une sphère hydrostatique de gaz en train de devenir une star. Une proto-étoile se forme par l'effondrement gravitationnel d'un noyau dense dans un gigantesque nuage de poussière et de gaz moléculaire (surtout H ₂). Le cœur s'effondre de l'intérieur, elle entoure une proto-étoile centrale avec un cocon d'accrétion de poussières et gaz que le masque de vue à des longueurs d'onde optiques. Longueurs d'onde de des observations, au plus pénètrent ce matériel et révèlent que la proto-étoile est rayonnant en raison de l'impact des gaz environnants et de poussière. Plus de l'enveloppe de matière accrète de tout d'abord sur un disque circumstellaire, d'où il est ensuite transmis à la surface protostellaire. Que l'enveloppe se dissipe autour d'une étoile de faible masse comme le soleil, la proto-étoile devient visible comme une étoile T Tauri pre main-séquence qui continue pendant un certain temps à ajouter à sa masse à partir du disque d'accrétion. , Il devient une véritable star lorsque la température atteint le niveau requis pour la fusion nucléaire de l'hydrogène (température T ~ 10 ⁷ K). Pour les étoiles au moins 10 fois plus massives que le soleil, la combustion nucléaire commence avant matériaux environnants est dissipée, et le rayonnement de haute intensité qui efface rapidement loin de l'enveloppe restante.