Vznik hvězd
Vše začalo už strašně dávno, kdy byl vesmír poměrně mlád, ale dovoloval již slučování atomů. V této době byl vesmír vyplněn prachem a plynem ještě nenarozených hvězd. V této kolébce, v níž se hvězdy počaly rodit, došlo k tomu, že se počal prach a plyn pozvolna slučovat, houstnout, kondenzovat, kumulovat se do větších oblastí, čímž dal podnět ke vzniku mezihvězdného zárodku budoucí hvězdy první generace, která vzniká následovně. Drobná zhuštěnina směsy plynu a prachu začne na okolí působit tlakem záření. Toto záření vykonávalo na okolí tlak a tím dávala do pohybu okolní tělíska, jenž se začaly postupně srážet a spojovat. Až později došlo k tomu, že gravitační síla převzala rozhodující faktor na vzniku hvězdy při dosažení potřebné hmotnosti.
Když gravitační síla převezme rozhodující vliv na tvorbě nové hvězdy, začnou se v nitru zárodku uplatňovat další fyzikální zákony, podle níž dochází ve stále se zvětšující "kouli" ke zvyšování teploty, což je zapříčiněno stále se zvětšujícím tlakem, který začne stlačovat látku uvnitř "koule" stále více k sobě a zhušťovat ji tak do menšího objemu. Dále se s rostoucí teplotou uvnitř zárodku začne zrychlovat pohyb jednotlivých atomů a molekul, který zapříčiní vznik "nečistot", které zabraňují, aby se vznikající hvězda rozpadla vlivem zvětšujícího se záření, které vzniká jako vedlejší produkt stále rostoucí teploty.Tento paradox se dá přirovnat k naší ledničce, kde když chceme, aby chladila musíme v ní vlastně zatopit. V zárodku vznikající hvězdy slouží jako toto chladící zařízení takzvané Maserové záření. Což vede ke vzniku prvotních hvězd tzv. Protohvězd.
Protohvězdy
Jsou útvary, které stojí právě na počátku života "dospělé" hvězdy. Jak ale taková protohvězda vypadá? To je poměrně složitá otázka, protože v dnešní době není žádná taková to protohvězda známá, ale lze usuzovat, že by měla mít v průměru něco kolem deseti miliard kilometrů a teplota ve středu by byla několik stovek kelvinů. Aby vznikla z protohvězdy hvězda musí se zárodku podařit vyzářit zbytečné záření, jenž zabraňuje dalšímu smršťování a obalování se hmotou. Když se podaří vznikající hvězdě toto záření vydat, dojde k poměrně rychlému (na astronomické poměry) smrštění hvězdy, jenž trvá okolo stovek tisíc let. Během této doby se hvězda smrští do konečné podoby a naplno se v ní rozběhne termonukleární reakce, jenž má za následek vznik světla a tepla.
