Yıldızların oluşumu sırasında gerçekleşen süreçlerin tamamen anlaşıldığı söylenemez. Ancak günümüzde evrende oluşmakta olan yıldızların gözlemlenmesi ve kuramsal hesaplar, yıldız oluşumunu anlamamıza yardımcı oluyor.

Yıldızlar, gökadalardaki moleküler bulutların görece yüksek yoğunluklu olan kısımlarının çökmesiyle oluşur. Bu bölgelerdeki moleküllerin birbirleriyle çarpışmaları sırasında hareket enerjilerinin bir kısmı moleküllerin içsel enerjisine (moleküllerin titreşimlerinden ve dönüşlerinden kaynaklanan enerjisine) aktarılır. Böylece uyarılmış duruma geçen moleküller, temel enerji seviyelerine geri dönerken sahip oldukları içsel enerjinin bir kısmını kızılötesi ışık olarak yayar. Enerjinin elektromanyetik dalgalarla (ışıkla) moleküler bulutun dışına taşınmasıyla yüksek yoğunluklu bölgenin sıcaklığı düşer. Moleküler bulutun kendi iç basıncının kendi kütleçekimini dengeleyememesi sonucu, bulut çökmeye başlar. Zamanla yoğunluğun artmasıyla ışığın dışarıya kaçması zorlaşır. Çünkü ışığın büyük kısmı moleküller tarafından soğurulur. Böylece bulutun iç kısımlarının sıcaklığı artmaya başlar. En sıcak bölge olan merkezin sıcaklığı 2000 Kelvin’i aştığı zaman hidrojen molekülleri (H₂) hidrojen atomlarına ayrışmaya başlar. Daha sonra hidrojen ve helyum atomları iyonlaşır. Bu ısınma aşaması bulutun kendi iç basıncı kendi kütleçekimini dengeleyene kadar devam eder. Böylece bir önyıldız oluşur. Bu önyıldız zaman içinde ışıma yoluyla enerji kaybederek küçülmeye ve ısınmaya devam eder. Merkezin sıcaklığı belirli bir değerin üzerine ulaştığı zaman çekirdek tepkimeleri gerçekleşmeye başlar ve böylece bir yıldız oluşur.