Sammandragningen gör att tryck, temperatur och täthet ökar i molnfragmentet. Inne i fragmentet håller ett förstadium till en stjärna, en så kallad protostjärna, på att bildas. Sammandragningen fortsätter tills trycket och temperaturen i protostjärnans centrum till slut blir så hög att en kärnreaktion kan starta där och stjärnan tänds.
Genom kärnreaktionerna producerar stjärnan ett tryck utåt som motverkar gravtitationskraftena så att samman-dragningarna upphör.

Runt den nytända stjärnan finns det stora mängder gas och stoft kvar. En del av detta material klumpar ihop sig och bildar planeter. När stjärnan tänds börjar den också producera en stjärnvind. Det är en ström av tunn, het gas (plasma) som i hög hastighet sveper genom det nybildade solsystemet och blåser bort den kvarvarande gasen och stoftet. På så vis avlägsnas resterna av födelsemolnet och stjärnan blir synlig för oss.

Man tror att stjärnbildning är smittsam. Om det börjar bildas stjärnor i ena änden av ett stort gasmoln, kommer de stjärnorna att störa den omkringliggande gasen så mycket att den också börjar bilda stjärnor. Dessa kommer i sin tur att påverka gasen som ligger lite längre bort så att den också börjar bilda stjärnor. På så vis sprids stjärnbildningen som en kedjereaktion i molnet.
I början går sammandragningen relativt fort. Om all den gravitationsenergi som frigörs då molnfragmenten dras ihop kunde strålas ut, skulle ett fragment falla samman på bara några hundra år - men då skulle inte heller temperaturen stiga. I verkligheten kan bara hälften av den frigjorda energin försvinna som strålning, medan den andra hälften hjälper till att värma upp materian i den blivande stjärnan.
Uppvärmningen ökar det inre trycket, därför kommer kollapsen till protostjärna att ta längre tid, hur lång tid beror främst på fragmentets massa.

Man kan inte se protostjärnor eftersom de ligger gömda djupt inuti de gas och stoftmoln de håller på att födas ur, men man kan ändå ta reda på var de ligger med hjälp av värmestrålningen som de sänder ut.
Det är fortfarande mycket som är okänt rörande stjärnors tidigaste utveckling. De idéer som finns baseras på omfattande datorberäkningar, men det finns många osäkerheter i vilka ingångsdata som skall användas: hur kalla är egentligen molnen, hur stor andel stoft har de, vilken roll spelar rotationen hos molnet och den eventuella förekomsten av magnetfält osv…? Olika val av sådana data ger olika modeller, men ändå anser man att huvuddragen i utvecklingens gång är något så när pålitligt kända och i hygglig överensstämmelse med de observationer som finns av de allra yngst stjärnorna.