Protoestrella
El transporte de calor hasta la superficie se da enteramente por convección debido a que el material que la forma está escasamente ionizado lo cual frena mucho a los fotones e impide una buena eficiencia del transporte radiactivo.
Una estrella de poca masa (como la del Sol o menos), dura unos 500,000 años.
Finaliza cuando el gas que captura se agota, dejando una estrella presta a comenzar su secuencia principal, que se contrae para posteriormente convertirse en una estrella presta a comenzar la fusión de hidrógeno y producir helio.
La formación de estrellas comienza en nubes moleculares relativamente pequeñas llamadas núcleos densos.
[8] Cada núcleo denso está inicialmente en equilibrio entre la gravedad propia, que tiende a comprimir el objeto, y la presión del gas y la presión magnética, que tienden a inflarlo.
Sin embargo, hasta ahora no se ha observado la propagación hacia el exterior prevista de la región del colapso.
Aún no se comprende exactamente cómo el material en el disco entra en espiral hacia la protoestrella, a pesar de un gran esfuerzo teórico.
La teoría predice, sin embargo, que el isótopo de hidrógeno deuterio se fusiona con hidrógeno-1, creando helio-3.
[12] La energía generada por las estrellas ordinarias proviene de la fusión nuclear que se produce en sus centros.
[22] La simulación también ha demostrado por qué la mayoría de las estrellas masivas son sistemas múltiples, ya que se ha comprobado que una o más de las protoestrellas secundarias alcanzan suficiente masa sin ser engullidas por la protoestrella primaria como para liberarse del disco de la estrella principal, formar un disco propio y fusionarse con las protoestrellas secundarias que se originan a partir de ella, convirtiéndose así también en una estrella masiva.
