[[Yıldız|Yıldızlar]], [[Uzay|uzayda]] bulunan yüksek yoğunlukta (yine de dünya üzerindeki bir vakum odasından daha az yoğun olan) geniş bölgelerden oluşan özdeciksel[[Moleküler (bulut|moleküler) bulutların]] içinde oluşur. Bu bulutlar çoğunlukla [[Hidrojen|hidrojenden]] ve % 23–28 [[helyum]] ile az miktarda daha ağır öğelerdenelementlerden ibarettir. İçinde yıldız oluşan bu tür bir [[Nebula (astronomi)|bulutsuya]] örnek [[Orion Bulutsusu|Orion bulutsusudur]].<ref>{{Dergi kaynağı| yazar=P. R. Woodward | başlık=Theoretical models of star formation | dergi=Annual review of astronomy and astrophysics | yıl=1978 | cilt=16 | sayfalar=555-584 | http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ARA&A..16..555W }}</ref> Bu bulutlardan büyük yıldızlar oluştukça, içinde bulundukları bulutları güçlü bir şekilde ışıklandırıp [[iyon|yükünle]]ştirirler (iyonlaştırırlar) ve bir [[H II bölgesi]] yaratırlar.
== Moleküler bulutların çökmesi ==
[[Dosya:Eagle nebula pillars.jpg|thumb|sol|[[Hubble Uzay Teleskobu]] fotoğrafı, [[Kartal Bulutsusu]]'nda yıldız oluşum bölgesi.]]
Bir yıldızın oluşumu, bir özdecikselmoleküler bulutun içinde oluşan ve sıklıkla bir [[Süpernova|üstnovansüpernovan]]ın (büyük yıldız patlamaları) ya da iki [[gökada]]nın çarpışmasından oluşan şok dalgalarının tetiklediği kütleçekimselkütle çekimsel bir kararsızlık ile başlar. [[Jeans Kararsızlığı]] kriterlerini sağlayacak kadar bir madde yoğunluğuna erişen bölge kendi kütleçekimselkütle çekimsel kuvveti altında çökmeye başlar.
[[Dosya:Witness the Birth of a Star.jpg|thumb|sağ|320px|Yoğun bir özdeciksel bulut içerisinde bir yıldızın doğuşunun bir ressam tarafından tasviri. ''NASA resmi'']]
Bulut çöktükçe, [[Bart damlacığı]] adı verilen yoğun toz ve gazdan oluşan ayrık kümelenmeler oluşur. Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar madde bulunabilir. Yuvar çöktükçe ve yoğunluk arttıkça kütleçekimselkütle erkeçekimsel enerji ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu [[hidrostatik denge]] durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir [[önyıldız]] oluşur.<ref>{{Web kaynağı | url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | başlık = Slow Contraction of Protostellar Cloud | erişimtarihi = 5 Eylül 2006 | ilk = Courtney | son = Seligman | arşivurl = https://web.archive.org/web/20120730100424/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | arşivtarihi = 30 Temmuz 2012 | ölüurl = yes }}</ref> Bu ana dizi öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir. KütleçekimselKütle çekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar sürer.
İki güneş kütlesinden az kütleye sahip genç yıldızlara [[T Tauri yıldızı]], daha yüksek kütleye sahip olan yıldızlara da [[Herbig Ae/Be yıldızları]] denir. Bu yenidoğan yıldızlar dönme eksenleri boyunca gaz fışkırtır ve [[Herbig-Haro nesnesi]] denen küçük bulutçuklar oluşturur.<ref>{{Konferans kaynağı| yazar=J. Bally, J. Morse, B. Reipurth | yıl = 1996 | başlık=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks | kitapbaşlık=
