Молекулярні хмари, ці "фабрики по виробництву зірок", виготовляють зірки всіляких типів. Діапазон мас новонароджених зірок простирається від декількох сотих долей до 100 мас Сонця, причому маленькі зірки утворяться значно частіше, ніж великі. У середньому в Галактиці щорічно народжується приблизно десяток зірок із загальною масою біля п'ятьох мас Сонця.

Приблизно половина зірок народжуються одиночними; інші утворять подвійні, потрійні і більш складні системи. Чим більше компонентів, тим рідше зустрічаються такі системи. Відомі зірки, що містять до семи компонентів, більш складні поки не виявлені.

Причини появи подвійних і кратних зірок цілком зрозумілі: вихідне обертання газової хмари не дозволяє йому стиснутися в одну компактну зірку. Чим більше стискується хмара, тим швидше воно обертається (відомий "ефект фігуристки", що є слідством закону збереження моменту кількості руху). Наростаючі при стиску відцентрові сили спочатку роблять хмару плоскою, як ватрушка, а потім витягають у"диню" і розривають навпіл. Кожна з половинок, стискаючись далі, продовжує рухатися по орбіті навколо загального центру мас. Якщо подальший стиск не розриває її на частини, то утвориться подвійна зірка, а якщо розподіл продовжується - народжується більш складна кратна система.

"Перший крик" новонародженої зірки

Формуються і дуже молоді зірки часто оточені газопилової оболонкою - залишками речовини, що не встигли ще впасти на зірку. Оболонка не випускає зсередини зоряний світло і цілком переробляє його в інфрачервоне випромінювання. Тому наймолодші зірки звичайно виявляють себе лише як інфрачервоні джерела.

На початковому етапі життя "поведінка" зірки дуже сильно залежить від її маси. Низька світність маломасивних зірок дозволяє їм надовго затриматися на стадії повільного стиску, "харчуючись" тільки гравітаційною енергією. За цей час оболонка встигає частково осісти на зірку, а також сформувати околозвездный газопилової диск. Еволюція ж масивної зірки протікає так швидко, що зірка проживає велику частину життя, оточена залишками своєї протозоряній оболонки, яку часто називають газопиловим коконом.

Прикладом зірки-кокона служить об'єкт Бекліна - Нейгебауера в туманності Оріона. Він знаходиться в центрі компактного і дуже щільного скупчення протозірок. З них він найбільше масивний: зірка усередині кокона має масу порядку восьми сонячних. Її світність близька до 2 тис. сонячних, а температура випромінювання кокона біля 600 К. Тому об'єкт Бекліна - Нейгебауера був відкритий двома астрономами, імена яких він носить, у 1966 р. як потужне інфрачервоне джерело Зараз відомо вже більш 250 об'єктів такого типу. Температура їх пилових коконів 300-600 К. Деякі з них своїм випромінюванням уже майже зруйнували кокони: спостереження показують, що їхня речовина розширюється зі швидкістю 10-15 км/с.

Хмара стає зіркою

Народження зірки триває мільйони років і сховане від нас у надрах темних хмар, так що цей процес практично недоступний прямому спостереженню. Астрофізики намагаються досліджувати його теоретично, за допомогою комп'ютерного моделювання. Перетворення фрагмента хмари в зірку супроводжується гігантською зміною фізичних умов: температура речовини зростає приблизно в 106 разів, а щільність - у 1020 разів. Колосальні зміни всіх характеристик формується зірки складають головну трудність теоретичного розгляду її еволюції. На стадії подібних змін вихідний об'єкт уже не хмара, але ще і не зірка. Тому його називають протозвездой (від грец. "протос" - "перший").

У загальних рисах еволюцію протозірки можна розділити на три етапи, або фази.

Перший етап - відокремлення фрагмента хмари і його ущільнення - ми вже розглянули. Слідом за ним наступає етап швидкого стиску. У його початку радіус протозірки приблизно в мільйон разів більше сонячного. Вона цілком непрозора для видимого світла, але прозора для інфрачервоного випромінювання з довжиною хвилі більше 10 мкм. Випромінювання відносить надлишки тепла, що виділяється при стиску, так що температура не підвищується і тиск газу не перешкоджає колапсу. Відбувається швидкий стиск, практично вільне падіння речовини до центру хмари.

Проте в міру стиску протозірка робиться усе менше прозорою, що затруднює вихід випромінювання і призводить до росту температури газу. У визначений момент протозірка стає практично непрозорою для власного теплового випромінювання. Температура, а разом з нею і тиск газу швидко зростають, стиск сповільнюється.

Підвищення температури викликає значні зміни властивостей речовини. При температурі в декілька тисяч градусів молекули розпадаються на окремі атоми, а при температурі близько 10 тис. градусів атоми ионизуются, тобто руйнуються їхні електронні оболонки. Ці енергоємні процеси на якийсь час затримують ріст температури, але потім він відновляється. Протозірка швидко досягає стану, коли сила ваги практично урівноважена внутрішнім тиском газу. Але оскільки тепло усе ж потрохи іде назовні, а інших джерел енергії, крім стиску, у протозірки немає, вона продовжує потихеньку стискуватися і температура в її надрах усе збільшується.

Нарешті температура в центрі протозірки досягає декількох мільйонів градусів і починаються термоядерні реакції. Виділяється при цьому тепло повністю компенсує охолодження протозірки з поверхні. Стиск припиняється. Протозірка стає зіркою.