Звездите се образуват от междузвездната материя - огромни газово-прахови облаци, намиращи се в нашата галактика. Газът е основно водород (71%) и хелий (27%); прахът е съставен от твърди микроскопични прашинки от силикати, въглерод и железни съединения. Междузвездният газ по принцип е студен, около 10 К. При толкова ниски температури атомите и молекулите в газа се движат прекалено бавно за да създадат голямо налягане. В следствие от това е възможно студеният газ да не може да се бори с гравитацията си, при което ще се образуват големи бучки - колапсиращи газови облаци. Колапсът може да следствие и от сблъсък със съседен газов облак, експлозията на близка звезда или други процеси.
    Карти, направени с радио телескопи, показват, че газовите облаци не са еднородни: те съдържат бучки газ, в които плътността надвишава средната за облака. Когато облак с такива бучки колапсира, всяка от бучките също бива компресирана, ставайки по-плътна. По този начин единичен облак може да се разпадне на много по-малки парчета, всяко от които може да се превърне в звезда. Това е причината звездите, по-принцип, да се образуват на групи, а не в изолация. Всички звезди в дадена група се образуват приблизително по едно и също време.

   
фиг.1
Малките топченца на снимката са протозвезди в мъглявината Орион - огромен газов облак, намиращ се на около 1500 св.г. от Земята

    Според астрономите трансформацията от газов облак в звезда става на няколко фази. В първата фаза плътна бучка в облак започва да колапсира, газът й бива привлечен навътре от гравитацията, която го компресира и загрява. По време на втората фаза въртенето на облака го превръща в диск. За няколко милиона години дискът образува малко, плътно и гоещо ядро, наречено протозвезда - това е третата фаза. Трите фази са онагледени на фигура 2.

фиг. 2
Раждането на звезда в очите на художника

Протозвезди

Протозвездата е по-гореща от образувалият я газ - около 1500 К - все още доста по-хладна от обикновена звезда. Относително ниската температура кара протозвездата да "свети" основно в инфрачервени и радио дължини. За да наблюдават протозвезди астрономите използват телескопи, които улавят инфрачервени и радио източници. С такива телескопи астрономите могат да направят инфрачервени и радио карти (фиг.3) на райони в които се образуват звезди. Малките ярки топчета са преотозвезди. Тези обекти са практически неоткриваеми във видимия диапазон, защото са прекалено хладни, а и прахът около тях абсорбира и малкото видима светлина, която излъчват. Протозвездите обаче не остават дълго хладни. Гравитацията им продължава да придърпва навътре обкръжаващия материал. Това води до загряване, породено от гравитационната енергия, освобождавана от падащата материя.

       
фиг. 3
                            Радио и инфрачервена карта на протозвезди

    Гравитационна енергия се освобождава при падане на нещо. Когато например тухла падне върху кутия, пълна с топки за тенис, ударът разпръсква топките във всички посоки, като им придава кинетична енергия - енергията на движението. При газовете енергията на движението се проявява като топлина; с попадането на материя върху протозвезда, атомите й ускоряват, а тя се загрява.
    Рано или късно протозвездата става достатъчно гореща за започване на ядрении реакции в ядрото й. Знаем че водородът започва термоядрено сливане в хелий при около 7 милиона К. Този нов енергиен източник повишава налягането и температурата в централните райони на протозвездата. В даден момент налягането става достатъчно голямо за да предотврати продължаването на колапса в ядрото. Остатъчната материя, особено тази от диска, продължава да пада върху звездата милиони години. Падащата материя освобождава гравитационна енергия, която осигурява допълнително затопляне на протозвездата. Всъщност при много младите звезди гравитационната енергия от падащата материя е много по-голяма от тази, освободена от ядрените реакции в ядрото.
    Протозвездата минава през тези фази за кратко по астрономически стандарти време: няколко милиона години за звезда като Слънцето и дори по-малко за по-масивна звезда. Но за всички видове протозвезди падането на материя причинява драстични промени в яркостта и което е по-странно създава силни изходящи газови струи. Причината за изходящите струи е все още неизвестна, но най-вероятно явлението се корени в освободената енергия от падането на материя от вътрешния ръб на диска върху звездата. Без значение каква е причината за явлението, ефектите му са поразяващи както можете да видите от фиг. 4.

  
фиг. 4
Снимка на протозвезда и джет. Забележете Хербиг-Харо обектите.

Биполярни потоци от млади звезди

Фигура 4 показва снимки на млада звезда, която все още е обкръжена от газ, останал от раждането на звездата. Дълга тънка струя газ (джет) блика от нея и е прерязала дупка в останалия около звездата газ. По-напред, по-посока на джета, можете да видите няколко малки ярки топчета, които се наричат Хербиг-Харо обекти. Обектите, които са кръстени на откривателите си, приличат на големите капки, образуващи се когато вода от маркуч се сблъска с прозорец. Газовата струя от звездата се разпростира, среща се с обкръжаващия газ, а ударът загрява и струята и газа, карайки ги да сияят. Джетът избутва газ от покрайнинитe на протозвездата, създавайки биполярни потоци. Биполярни потоци можете да видите на изображението в дясно, което представлява радио карта на района около протозвезда. Използван е компютър, който е оцветил в червено газът, който се отдалечава от нас, а в синьо този, който се приближава към нас.
    Биполярните потоци са важни, защото разчистват газа и праха от околностите на протозвездите като по този начин позволяват на астрономите да правят директни наблюдения във видимия диапазон. За съжаление обаче, дори и мощни биполярни потоци оставят част от материята. Това е причината много млади звезди да са частично потопени в междузвездна материя (фиг. 5).

    
фиг. 5
Снимка на два млади звездни купа, които все още са обкръжени от междузвездния газ, от който са се образували
NGC 6559/IC1274-75 е от ляво, а NGC 2264 е от дясно. 

Яркостта на такива звезди често варира, а от повърхността им струи газ, което се вижда от доплеровото отместване на спектралните им линии. Този поток се заражда в горната част на атмосферата и не бива да се бърка с горописаните биполярни потоци. По-скоро той прилича на слънчевия вятър, само че доста по интензивен. Звезди, които проявяват такива качества (промяна на яркоста и изхвърляне на газ) са класифицирани като тип Т от Телец и поне част от променливостта им се дължи на магнитна активност, която е доста подобна на слънчевата. Има данни за гигантски звездни петна и магнитни избухвания, стотици пъти по-силни от слънчевите на зездите тип Т от Телец. Астрономите не могат да наблюдават петната директно с оптически телескопи, но от комбинираните данни за вариациите в яркостта, получени от рентгенови, радио и инфрачервени телескопи те заключават за наличието на петна на тези странни млади звезди.
    Ако сложим звездите тип Т от Телец на диаграмата Х-Р, те ще бъдат малко над главната последователност, защото все още се свиват и затова са по-големи и по-ярки от звездите от главната последователност. Фигура 6 показва диаграмата Х-Р на много млада звездна група и снимка на самия куп. Такива диаграми ни помагат да потвърдим идеите си за звездообразуването, защото по-старите купове никога не съдържат звезди тип Т от Телец.

Граници на звездните маси

Знаем, че масата на повечето звезди е между 0.1 и 30 пъти тази на Слънцето. Тези граници не са абсолютни - може и да съществуват звезди с по-голяма или по-малка маса - но гореописаната теория на звездообразуването може да ни обясни защо много масивни или много леки звезди са рядко срещани.
    Рядко се срещат звезди с маса по-малка от около 0.1 пъти тази на Слънцето, защото такава маса е недостатъчна за да компресира газа достатъчно, че да започне ядрено горене. Въпреки че леки обекти може да се образуват, те биха останали толкова хладни и тъмни, че биха били невероятно трудни за забелязване. Астрономите усърдно са претърсвали небето за леки звезди - често наричани кафяви джуджета - но търсенията за сега са неубедителни.
    Твърде масивните звезди са редки по друга причина. Огромната им гравитация ги компресира, те бързо стават извънредно горещи и ярки, имат силно лъчение, което загрява газа около тях, не позволявайки попадането на допълнителен материал върху звездата. Високата температура на тези звезди ограничава количеството материал, което те могат да натрупат. Освен това, веднъж образувани масивните звезди са толкова ярки, че излъчването им откъсва газ от външните им слоеве, извеждайки го в пространството. Просто една звезда 100 пъти по-масивна от Слънцето би се разпаднала под въздействието на собственото си лъчение.