Uma esfera hidrostática de gás no processo de se tornar uma estrela. Uma proto-estrela formas pelo colapso gravitacional de um núcleo denso dentro de uma gigante nuvem de poeira e gás molecular (principalmente H ₂). Como o núcleo colapsa de dentro para fora, ele envolve uma proto-estrela central com um casulo de acreção de poeira e gás que esconde-lo de Ver os comprimentos de ondas ópticos. Comprimentos de onda observações no mais penetram este material e revelam que a proto-estrela está irradiando devido ao impacto de arremessam de gás e poeira. Mais do envelope material Acresce-se primeiramente em um disco circumestelar, do qual ele é então transportado à superfície protoestelar. Como o envelope dissipa-se em torno de uma estrela de baixa massa como o sol, a proto-estrela torna-se visível como uma estrela de T Tauri principal-seqüência que continua por um tempo adicionar a sua massa a partir do disco de acreção. Torna-se uma estrela de pleno direito quando a temperatura do núcleo atinge o nível necessário para a fusão nuclear de hidrogênio (temperatura T ~ 10 ⁷ K). Para as estrelas, pelo menos 10 vezes mais massiva que o sol, queima nuclear começa antes que arremessam material é dissipada, e a radiação de alta intensidade resultante rapidamente limpa fora o envelope restante.