Redigerer Stjerne (avsnitt)

=== Dannelsen av en protostjerne ===
{{Utdypende artikkel|Stjernedannelse|Protostjerne}}
Ifølge [[kinetisk teori]] befinner molekylskyene seg normalt i en likevekt mellom ekspansjon på grunn av molekylenes [[kinetisk energi|kinetiske energi]] og [[Gravitasjonskollaps|kollaps]] på grunn av deres gravitasjonelle tiltrekning. Dannelsen av en stjerne begynner med en lokal ustabilitet i molekylskyen. Slike ustabiliteter utløses som oftest av sjokkbølger fra en [[supernova]] eller gjennom en kollisjon mellom to [[galakse]]r (kjent som [[starburstgalakse]]r). Når en region har nådd en kritisk tetthet, kjent som kriteriet for [[Jeans' ustabilitet]], begynner den å kollapse under sin egen gravitasjon.

Når skyen kollapser, dannes enorme ansamlinger av støv og gass som kalles [[Bok-kule]]r. Disse kan inneholde materialer tilsvarende opp til 50 solmasser. Når en kule kollapser og tettheten øker, omdannes etterhvert gravitasjonsenergien til varme og temperaturen stiger. En protostjerne dannes når kulen er blitt så kompakt at trykket i kjernen er høyt nok til at fusjon av hydrogen til helium begynner. Denne reaksjonen avgir nok energi til å motvirke videre kollaps og kulen når en [[hydrostatisk likevekt]].<ref name="Seligman" /> Disse nye stjernene er ofte omringet av en [[protoplanetarisk skive]].

Nye stjerner med mindre enn to solmasser kalles [[T Tauri-stjerne]]r og stjerner med større masser [[Herbig-Ae/Be-stjerne]]r. Disse nyfødte stjernene sender ut jetstrømmer av gass langs rotasjonsaksen, noe som skaper et fenomen kalt [[Herbig-Haro-objekt]].<ref name="Bally" />