Uma esfera hidrostática de gás no processo de se tornar uma estrela. Formas de uma proto-estrela pelo colapso gravitacional de um núcleo denso dentro de uma gigante nuvem de poeira e gás molecular (principalmente H ₂). Como o núcleo colapsa de dentro para fora, que rodeia um protostar central com um casulo de transferência de poeira e gás que esconde-lo de vista em comprimentos de onda ópticos. Comprimentos de onda de observações às mais penetram este material e revelam que o protostar está irradiando devido ao impacto da queda de gás e poeira. Mais do envelope material Acresce-se pela primeira vez em um disco circumestelar, do qual ele, em seguida, é transportado para a superfície protoestelar. Como o envelope se dissipa em torno de uma estrela de baixa massa como o sol, a proto-estrela torna-se visível como uma estrela de T Tauri de main-seqüência que continua por um tempo para adicionar à sua massa a partir do disco de acreção. Torna-se uma estrela de pleno direito quando a temperatura do núcleo atinge o nível necessário para a fusão nuclear de hidrogênio (temperatura T ~ 10 ⁷ K). Para as estrelas, pelo menos, 10 vezes mais massivos que o sol, queima nuclear começa antes que arremessam material é dissipada, e a radiação de alta intensidade resultante rapidamente dissipa o envelope restante.