Vznik hvězd
Hvězdy vznikají z původně chladných, řídkých a studených mračen mezihvězdné hmoty. Hustota těchto mračen je vyšší než hustota mezihvězdného média, ale stále nižší než hustota uvnitř vakuové komory. Tyto oblasti se nazývají molekulární mračna a jsou většinou tvořena vodíkem s ~23–28 % helia a malým procentem těžších prvků. Příkladem takové oblasti, v níž vznikají nové hvězdy, je mlhovina v Orionu. Z molekulárních mračen zde vznikají obrovské hvězdy, které osvětlují tato mračna a také ionizují vodík. Takto vznikají svítící mlhoviny nazývané oblasti H II. Tato mračna se nacházejí hlavně v ramenech spirálních galaxií, v čočkových a nepravidelných galaxiích. Právě v těchto místech je proto tvorba hvězd nejčastější.
Chladné, prachoplynné mračno se začne většinou pod vlivem nějakého vnějšího faktoru (výbuch supernovy, srážka s jiným mračnem, srážka galaxií) smršťovat. Jakmile oblast dosáhne dostatečné hustoty hmoty a splní Jeansovo kritérium nestability, začíná kolabovat pod vlastní gravitací.
Během kolapsu mraku vytvářejí jednotlivé shluky hustšího prachu a plynu, tzv. Bokovy globule. Během kolapsu globulí a růstu hustoty se gravitační energie přeměňuje na teplo a teplota stoupá. S nárůstem teploty stoupá také rychlost rotace mraku. V mračnu se začínají tvořit hustší oblasti, zárodky samotných hvězd. Tyto zárodky s hmotností až deset tisíc slunečních hmotností dále kolabují. Postupně začíná volnému gravitačnímu hroucení bránit vnitřní tlak. Když mrak dosáhne zhruba stabilního stavu, vzniká jádro tzv. protohvězdy. Protohvězdy jsou bouřlivé, svítící, nestabilní objekty, které se nadále scvrkávají. Tyto hvězdy před hlavní posloupností často obklopuje disk prachu a plynu, tzv. protoplanetární disk, a jsou poháněny hlavně uvolňováním gravitační energie. Období gravitačního kolapsu trvá zhruba 10–15 milionů let. Mladé hvězdy s hmotností méně než 2 M⊙ se nazývají hvězdy T Tauri. Hvězdy s větší hmotností se nazývají Herbig Ae / Be hvězdy. Tyto mladé hvězdy vyzařují podél své osy rotace proudy plynu, což může snížit moment hybnosti vznikající hvězdy, v podobě malých mlhovinovitých oblastí známých jako Herbigovy-Harovy objekty. Tyto proudy v kombinaci se zářením blízkých masivních hvězd mohou rozehnat okolní mrak, ve kterém hvězda vznikla. Nakonec teplota a tlak v jádru protohvězdy vzrostou natolik, že se zapálí termojaderné reakce. Gravitační síla se vyrovná s tlakem záření přicházejícího z jádra, hvězda se přestane dále zmenšovat a usadí se na hlavní posloupnosti, kde stráví až 90 % svého života.
První hvězdy, které vznikaly ve vesmíru, byly pravděpodobně dost odlišné od současných. Šlo o nesmírně hmotné a zářivé objekty s hmotnostmi nejméně 15 hmotností Slunce. První hvězdy také neobsahovaly prvky těžší než helium, protože tyto prvky ještě neexistovaly. Jejich životnost však byla krátká, necelý milion let.
