Proces stvaranja zvezde tek treba da otpočne. Uprkos velikoj masi, međuzvezdani oblak ima dovoljno velike dimenzije da bi mu gustina bila manja od 10-26 kg/m3, ili oko 10 atoma po kubnom centimetru. Zbog toga je srednja kinetička temperatura čestica tog gasa 10 do 100 K, a gustina energije oko 10-13 J/m3. Većinu atoma čine atomi vodonika, daleko najobilnijeg gasa u vasioni. Elemenata kao ugljenik, azot, kiseonik i gvožde ima daleko manje. Ipak, u veoma malim količinama, mogu se naći i neki molekuli, kao NH₃, H₂CO, CH₃OH, H₂O itd. Ceo taj oblak gasa je kao takav manje - više homogen, bezbojan, odnosno providan. Takvu ravnotežu može narušiti samo neki snažni talas. Tu ulogu može imati spiralni krak naše ili neke galaksije slične našoj. Spiralni kraci rotiraju oko jezgra galaksije noseći udarne gravitacione talase koji sabijaju međuzvezdani materijal. To je pokretač procesa stvaranja zvezda. Atomi koji su do tada bili na velikom rastojanju počinju međusobno da se sudaraju. Kako su atomi na sve manjem rastojanju, tako svetlost sve teže prolazi između njih. Međuzvezdani oblak postaje difuzna maglina, koja može biti svetla ili tamna.

Svetle magline se najčešce nalaze u blizini toplih zvezda, pa se gas u njima jonizuje i zrači. Pored jonizacije, izvor svetlosti svetlih maglina može biti i rasejana svetlost obližnjih zvezda. Njihova gustina nije homogena, a veća je u proseku oko 1000 puta od gustine međuzvezdane materije. Tamne magline su slične svetlim, samo što nisu jonizovane i sastoje se pretežno od supstance velike apsorpcione moći.

VRH

Kako je tamna maglina neprovidna, zračenje udaljenih zvezda više ne prodire kroz sabijeni oblak i ne zagreva gasove u njemu. Temperatura naglo opada prema apsolutnoj nuli. Sa opadanjem temperature kinetička energija atoma takođe se drastično smanjuje. Oni se kreću tako sporo da slaba sila gravitacije između pojedinačnih atoma počinje da dominira unutrašnjom strukturom magline.

Magline nisu homogene. Postoje mesta sa većom koncentracijom materije od proseka, a i ona sa manjom. Što je više materije na jednom mestu, to je jača gravitacija oko tog mesta. Prema tome, na mestima unutar magline, gde slučajno postoji mali višak atoma, i gravitaciono polje će biti neznatno jače. Ova mesta sa većom gravitacijom lako privlače obližnje atome koji se lagano kreću. Sa povećanjem broja atoma gravitacija na tim mestima postaje još jača, privlačeći tako sve više materije iz magline koja ih okružuje. Na taj način maglina počinje da se deli na komade ili globule.

Prilikom svog nastanka, tipična globula može imati prečnik od više milijardi kilometara, i sadržati količinu materije nekoliko puta veće od mase Sunca (solarna masa: 2*10+30 kg). Takva globula je nestabilna. Nije u stanju da podnese sopstvenu težinu. Velike količine gasa vrše sa svih strana pritisak ka unutrašnjosti i dovode do toga da se globula skuplja. Tako pod uticajem sopstvene gravitacije globula postaje sve manja i manja, stežući gas ka centru sfere koja se skuplja ka sve većim pritiscima i gustinama. Shodno jednačini idealnog gasa:

pV=nkT

(p - pritisak, V - zapremina, n - broj čestica, k - Bolcmanova konstanta: 1,38*10-23 J/K, T - temperatura u K)
sa porastom pritiska raste i temperatura. Kako se globula skuplja, pritisak u njenom jezgru postaje sve veći, a samim tim i temperatura raste. Sa porastom temperature, maksimum emisione moći se spušta ka sve kraćim talasnim dužinama. Kada dođe do vidljivog dela spektra (crvena boja) globula postaje vidljiva: nastala je protozvezda.

VRH

Kao i globula, i protozvezda je nestabilna u odnosu na gravitaciju. Ona još uvek nije u stanju da se odupre prevelikoj težini svojih spoljnih slojeva. Skupljanje protozvezde se nastavlja, što izaziva sve veći porast pritiska i temperature unutrašnjih gasova. Kada temperatura u centru protozvezde dostigne 10 miliona K dolazi do "paljenja" zvezde - počinju termonuklearne reakcije, među kojima dominira fuzija vodonika u helijum. Od četiri jezgra vodonika koja se spoje stvara se jedno jezgro helijuma. U skladu sa Ajnštajnovom jednačinom ekvivalencije mase i energije:

E=mc²

rezultujuće jezgro helijuma ima nešto manju masu nego četiri jezgra vodonika od kojih je nastalo. Nešto mase se pretvorilo u čistu energiju. To ogromno oslobađanje energije koje prati sagorevanje vodonika stvara potrebne uslove da protozvezda može da se odupre daljem gravitacionom sažimanju. U centru takve novorođene zvezde je tek otpočela fuzija vodonika. One se mogu lako identifikovati jer najčešće još uvek oko sebe imaju ostatke oblaka od kojeg potiču. Ti gasovi često sijaju u raznim bojama jer ultraljubičasta svetlost mladih zvezda izaziva fluorescenciju i užarenost međuzvezdanih gasova.

VRH

Mlade zvezde fuzionišu vodonik u svojim jezgrima po više milijardi godina. Sa prelaskom ovih zvezda iz perioda sazrevanja u period zrelosti, u njihovim jezgrima dolazi do nagomilavanja helijuma, dok se snabdevanje vodonikom smanjuje. U prelomnom dobu života ovih zvezda dolazi do nedostatka vodonika. Tada nastupaju velike promene u strukturi i izgledu zvezda. Kada sav vodonik u središtu zvezde bude potrošen, fuzija se prekida. Sa prestankom oslobađanja energije, zbog gravitacije jezgro zvezde postaje nestabilno. Nesposobno da nosi sopstvenu težinu, jezgro bogato helijumom počinje da se skuplja. Kako se ono sve više i više sabija, pritisak ponovo raste, pa i temperatura. Na 10+9 K počinje fuzija helijuma, pri čemu se obrazuju ugljenik i kiseonik. Uspostavlja se nova ravnoteža između gravitacije i oslobođene fuzione energije, tako da se privremeno zaustavlja dalje sažimanje jezgra. U isto vreme temperatura u okruženju jezgra koje kolapsira diže se dovoljno visoko da bi otpočela fuzija vodonika u ljusci oko jezgra. Na taj način se u unutrašnjosti zvezde odigravaju dve termonuklearne reakcije: fuzija helijuma u centru i fuzija vodonika u ljusci. Usled ovog dvostrukog izvora energije, zvezda počinje da bubri do ogromnih razmera, povećavajući svoju zapreminu i po milijardu puta. Kako zbog toga opadaju gustina i pritisak u spoljnim slojevima zvezde, opada i temperatura, da bi se stabilizovala na oko 3000 K. Tada se maksimum zračenja pomera ka kraćim talasnim dužinama, odnosno novonastala zvezda će sjajiti crvenkastom bojom. Zbog svega ovoga se ovaj tip zvezde naziva crveni džin.

VRH