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Les étoiles naissent dans des nuages moléculaires géants très froids composés essentiellement d’hydrogène (H2) avec un peu d’hélium, de traces d’éléments plus lourds et de poussière. Ces nuages peuvent parfois s’effondrer gravitationnellement sur eux-mêmes, notamment lors du passage de l’onde de choc produite par l'explosion d’une étoile sous la forme de supernova SN II. Il se contracte alors tout en se fragmentant, prêt à donner naissance à plusieurs étoiles et souvent même à des étoiles binaires. Comme tous les gaz comprimés, ces futures étoiles vont s’échauffer et donc se mettre à briller. Puisque le gaz était turbulent, avec des tourbillons donc, les protoétoiles en formation seront en rotation.
Quand une protoétoile devient étoile
Quand la température à l’intérieur d’une protoétoile atteint le seuil où des réactions de fusion thermonucléaire peuvent s’enclencher, de l'énergie lumineuse est alors libérée brutalement. Une étoile est née, à proprement parler, à ce moment-là. Le flot de lumière émis engendre une pression qui contrecarre la force de gravitation de l’étoile. Celle-ci arrête donc temporairement son effondrement pour continuer sa vie dans un état d’équilibre avec un rayon fixe tout le temps qu’un type de réaction thermonucléaire pourra se maintenir. Dans le cas du Soleil, ces réactions de fusion sont décrites par la chaîne proton-proton. Pour des étoiles un peu plus massives, il s’agit des réactions thermonucléaires du cycle CNO.
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