Для образования устойчивой звезды температура молекулярного газопылевого сгустка должна подняться примерно от 10 К до более чем 10 000 000 К, а плотность увеличиться более, чем на 20 порядков! Каким путем это происходит? Ответить на этот вопрос довольно сложно, так как в природе, кроме гравитации, действует множество других факторов.

   Звездообразование продолжается и в настоящее время, поэтому мы видим звезды разных возрастов.

   Рождение звезды начинается с того, что частичка молекулярной газопылевой туманности ощущает притяжение к более плотному сгустку, находящемуся от нее на расстоянии в 10^12 – 10^13  километров. Тысячи лет она к нему движется со все увеличивающейся скоростью. При падении на центр притяжения ее кинетическая энергия переходит в тепло. Сгусток растет, но температура его не повышается, так как вещество настолько разрежено, что все изучение свободно выходит в окружающее пространсво. Поэтому можно заглянуть внутрь таких объектов, но встречаются очень молодые протозвезды довольно редко, так как эта фаза эволюции длится всего несколько десятков тысяч лет.

   Гравитационное сжатие продолжается, масса и плотность центрального сгущения растут, прозрачность ухудшается,  поэтому большая часть излучения остается в ядре, и его температура  постепенно растет. Окружающее вещество переизлучает поступающую часть энергии, пыль разогревается и излучает в инфракрасном диапазоне. Как считают некоторые ученые, размер такой протозвезды сравним с размером солнечной системы, а  инфракрасное свечение из-за огромной поверхности излучения превышает солнечное.

   Продолжающееся падение вещества, гравитационное сжатие  и разогрев приводят к большим изменениям в ядре. При температуре в сотни кельвинов начинается испарение пылинок, затем диссипация молекул, при тысячах кельвинов - ионизация атомов. На все это требуется большая энергия. Ядро остывает, равновесие с газовым давлением нарушается, и оно сжимается. Падающее на него вещество образует атмосферу.

   Вещество ядра превратилось в плазму, теперь оно снова разогревается за счет гравитационного сжатия. Это уже молодая очень неспокойная звезда – красный карлик.

Для передачи тепла от ядра наружу механизма излучения недостаточно, вступает еще один вид передачи тепла – конвекция. Вся звезда закипает. Эта стадия эволюции звезд с массой меньше 3 солнечных называется стадией Хаяши в честь исследовавшего ее японского астрофизика. В  это время звезды очень нестабильны. Конвекция плазмы усиливает магнитное поле, унаследованное от газопылевого облака. Для таких звезд характерны нерегулярные вспышки (звезды типа Т Тельца), выбросы вещества, сильный звездный ветер. Активность этих звезд очень похожа на солнечную, но во много раз сильнее. Возможно, Солнце тоже пережило эту стадию, но за несколько миллионов лет, прошедших до включения в  его ядре термоядерных реакций, успело немного успокоиться.

   Вокруг звезд, имеющих большую скорость осевого вращения, заимствованную из первичного облака, газопылевое вещество сжимается к плоскости, перпендикулярной оси вращения, образуя аккреционнй диск. Космический аппарат «Хаббл» передал изображение таких звезд вместе с их дисками. Считается, что из таких дисков  образовываются планетные системы. Они активно наблюдаются как с Земли, так и из космоса (космический аппарат Кеплер и др.) Сейчас уже обнаружено примерно 2000 планет других солнц, но ни на одной из них пока не найдены признаки жизни.

   Самое интригующее и пока необъясненное явление – джеты - мощные выбросы струй газа с обоих полюсов вдоль оси вращения некоторых молодых звезд, возможно, обладающих сильным магнитным полем и аккреционным диском.

   Изображения джетов были получены радиотелескопом ALMA в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах и космическими аппаратами в инфракрасной и ультрафиолетовой областях спектра.

   Загадочной долгое время была природа объектов, обнаруженных Хербигом и Аро. Маленькие (всего в несколько угловых секунд) туманности, являющиеся источниками коротковолнового и мазерного  радиоизлучения, образуют небольшие компактные группы, разлетающиеся в противоположных направлениях. Примерно через сорок лет после их обнаружения оказалось, что объекты Хербига-Аро  - это сгустки газа в джетах молодых звезд.

   На фото представлено изображение джета молодой звезды, полученное космическим аппаратом Спитцер. К наблюдателю обращен один из джетов с объектами Хербига-Аро. Выбрасывающая его звезда и джет с противоположного полюса находятся за картинной плоскостью. Спиральная структура – результат вращения звезды. Длина наблюдаемого джета – несколько световых лет, скорость выброса  – порядка 100 км/с. Изображение джета получено в инфракрасном диапазоне, искусственные цвета соответствуют температуре: наибольшая – в синей области изображения, наименьшая – в красной. Разброс оценок температуры джетов разных звезд достигает тысяч градусов.

   Дальнейшие изменения в ядрах красных карликов связаны с ядерными реакциями с участием лития, бериллия и бора, которых по массе в сотни миллиардов раз меньше водорода. Но они все же подготавливают условия для следующих реакций. Когда тмпература ядра достигает 10^7 К, начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, включается новый способ передачи энергии из ядра – лучистый перенос, конвективные зоны и связанная с ними вспышечная активность уменьшаются, звезда успокаивается.

    На этом закончивается период образования звезды, период гравитационного сжатия, длившийся для звезд массы Солнца  всего примерно 30 миллионов лет. Впереди еще миллиарды лет сложной и интересной «жизни».

   Чем меньше масса звезды, тем медленнее происходит ее развитие, она может находиться в стадии красного карлика миллиарды лет. Объекты с массами меньше 0.08 масс Солнца вообще никогда звездами не станут, а превратятся в коричневых карликов.

   Звезды с массами порядка десяти солнечных проходят стадию гравитационного сжатия всего за сотни тысяч лет. За это время окружающее  газопылевое вещество не успевает на них упасть и скрывает звезы от наблюдателей. Вокруг многих звезд образуются плотные, четко очерченные туманности – коконы. В конце периода гравитационного сжатия  сильный звездный ветер и световое давление рассеивают газ и пыль, и появляются на свет бело-голубые гиганты.

   В статьях, на которые даны ссылки, образование звезд описано гораздо подробнее, приводятся списки литературы и перечень нерешенных проблем.