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▲Les [[étoile]]s se formeraient à l'intérieur de nuages géants d'hydrogène moléculaire froid, des [[Nuage moléculaire|nuages moléculaires]] géants d'environ {{unité|300000|masses solaires}} et 20 [[parsec]]s (pc) de diamètre<ref name="Montmerle2006">{{Article|langue=en|prénom1=Thierry|nom1=Montmerle|prénom2=Jean-Charles|nom2=Augereau|prénom3=Marc|nom3=Chaussidon|prénom4=Mathieu|nom4=Gounelle|titre=3. Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years|périodique=Earth, Moon, and Planets|volume=98|numéro=1-4|date=2006-10-27|issn=0167-9295|issn2=1573-0794|doi=10.1007/s11038-006-9087-5|lire en ligne=http://link.springer.com/10.1007/s11038-006-9087-5|consulté le=2023-08-26|pages=39–95}}.</ref>{{,}}<ref name=Pudritz2002>{{article|langue=en|nom = Pudritz|prénom = Ralph E.|titre = Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses|journal = Science|volume =295| pages =68–75|date =2002|doi =10.1126/science.1068298|url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/68|pmid =11778037|numéro =5552|bibcode = 2002Sci...295...68P }}</ref>. Au cours des millions d'années, les nuages moléculaires géants sont susceptibles de s'[[effondrement gravitationnel|effondrer]] et de se fragmenter<ref name=Clark2005>{{article|langue=en|nom = Clark|prénom = Paul C.|auteur2= Bonnell, Ian A.|titre = The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds|journal = Mon.Not.R.Astron.Soc.|volume =361|numéro =1| pages =2–16|date =2005|doi =10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x|bibcode =2005MNRAS.361....2C}}</ref>. Ces fragments forment alors de petits noyaux denses, qui avec le temps formeront des étoiles<ref name=Pudritz2002 />. La masse de ces noyaux varie entre une fraction jusqu'à plusieurs fois [[masse solaire|celle du Soleil]] (M_☉) et sont appelées nébuleuses protostellaires (ou protosolaires)<ref name=Montmerle2006 />. Elles possèdent un diamètre de {{unité|0.01}} à {{unité|0.1|pc}} ({{unité|2000}} à {{unité|20000}} UA) et une {{Lien|langue=en|trad=Particle_number_density|fr=nombre de densité de particules|texte=densité de particules}} d'environ {{unité|10000}} à {{unité|100000}} par cm³{{efn|En comparaison, la densité du nombre de particules d'air au [[niveau de la mer]] est de {{unité|2.8|e =19|cm⁻³}}.}}{{,}}<ref name=Pudritz2002 />{{,}}<ref name=Motte1998>{{article|langue=en|nom1= Motte|prénom1= F.|nom2= Andre|prénom2= P.|nom3= Neri|prénom3= R.|titre = The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping|journal = Astron. Astrophys.|volume =336|pages =150–172|date =1998| bibcode =1998A&A...336..150M}}</ref>. L'effondrement initial d'une nébuleuse protostellaire d'une masse solaire prend environ {{unité|100000|ans}}<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name=Pudritz2002 />. Chaque nébuleuse commence avec une certaine quantité de [[moment cinétique]]. Le gaz dans la partie centrale de la nébuleuse, avec un moment cinétique relativement bas, passe par une période de compression rapide et forme un noyau chaud [[hydrostatique]] (qui ne se contracte pas) contenant une petite fraction de la masse de la nébuleuse originelle<ref name=Stahler1980 />. Ce noyau deviendra l'étoile<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name=Stahler1980 />. Alors que l'effondrement continue, la [[conservation du moment cinétique]] amène l'accélération de la rotation de l'enveloppe tombante<ref name=Nakamoto1995 />{{,}}<ref name=Yorke1999 />, ce qui empêche grandement le gaz de s'amalgamer directement sur le noyau central. Au lieu de s'amalgamer, le gaz est forcé de s'étendre vers l'extérieur, près de son plan équatorial, formant un [[disque d'accrétion|disque]]<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name=Nakamoto1995>{{article|langue=en|nom = Nakamoto|prénom = Taishi|auteur2= Nakagawa, Yushitsugu|titre = Formation, early evolution, and gravitational stability of protoplanetary disks|journal = The Astrophysical Journal|volume =421|pages =640–650|date =1994|doi =10.1086/173678| bibcode =1994ApJ...421..640N }}</ref>{{,}}<ref name=Yorke1999>{{article|langue=en|nom = Yorke|prénom = Harold W.|auteur2= Bodenheimer, Peter|titre = The formation of protostellar disks. III. The influence of gravitationally induced angular momentum transport on disk structure and appearance|journal = The Astrophysical Journal|volume =525|numéro =1|pages =330–342|date =1999|doi =10.1086/307867| bibcode =1999ApJ...525..330Y}}</ref>. Le noyau s'agrandit graduellement et sa masse augmente jusqu'à ce qu'il devienne une jeune [[proto-étoile|protoétoile]] chaude<ref name=Stahler1980 />. À ce stade, la protoétoile et son disque sont grandement obscurcis par l'enveloppe qui dégonfle et ne sont donc pas directement observables<ref name=Andre1994 />. En fait, l'[[opacité]] de l'enveloppe restante est si grande que même les radiations d'une [[longueur d'onde]] de l'ordre du millimètre ont de la difficulté à s'en échapper<ref name=Montmerle2006 />{{,}}<ref name=Andre1994 />. De tels objets sont observés comme des condensations très lumineuses qui émettent principalement des ondes d'ordre millimétrique, ou même plus petites<ref name=Motte1998 />. Elles sont classifiées comme protoétoiles de [[classe spectrale]] 0<ref name="Andre1994">{{Article|langue=en|prénom1=Philippe|nom1=André|prénom2=Thierry|nom2=Montmerle|titre=From T Tauri stars to protostars: Circumstellar material and young stellar objects in the ''ρ'' Ophiuchi cloud|périodique=The Astrophysical Journal|volume=420|date=1994-01|issn=0004-637X|issn2=1538-4357|doi=10.1086/173608|lire en ligne=https://adsabs.harvard.edu/full/1994ApJ...420..837A|consulté le=2023-08-29|pages=837–862}}.</ref>. L'effondrement est souvent accompagné par des [[jet bipolaire|jets bipolaires]] qui émanent près de l'axe de rotation du disque. Les [[jet (astrophysique)|jets]] en général sont d'ailleurs fréquemment observés dans des régions de formations d'étoiles (voir [[objet Herbig-Haro]])<ref name=Lee2000>{{article|langue=en|nom = Lee|prénom = Chin-Fei|auteur2= Mundy, Lee G. |auteur3= Reipurth, Bo | et al. = oui |titre = CO outflows from young stars: confronting the jet and wind models|journal = The Astrophysical Journal|volume =542|numéro =2|pages =925–945|date =2000|doi =10.1086/317056|bibcode =2000ApJ...542..925L}}</ref>. La luminosité des protoétoiles de classe 0 est élevée. Ainsi, par exemple, une protoétoile d'une masse solaire peut radier à plus de 100 [[luminosité solaire|luminosités solaires]]. La source de cette énergie est l'effondrement gravitationnel, alors que leurs noyaux ne sont pas encore assez chauds pour commencer la [[fusion nucléaire]]<ref name=Stahler1980>{{article|langue=en|nom = Stahler|prénom = Steven W.|auteur2= Shu, Frank H. |auteur3= Taam, Ronald E. |titre = The evolution of protostars: II The hydrostatic core|journal = The Astrophysical Journal|volume =242|pages =226–241|date =1980|bibcode =1980ApJ...242..226S|doi =10.1086/158459}}</ref>{{,}}<ref name=Stahler1988 />.

▲[[Fichier:Embedded Outflow in Herbig-Haro object HH 46 47.jpg|gauche|vignette|Image en infrarouge du flux moléculaire provenant d'une l'étoile nouvellement née HH 46/47, quelque peu cachée.]]

▲Alors que la matière de l'enveloppe continue de tomber sur le disque, elle devient éventuellement mince et transparente et le [[jeune objet stellaire]] devient observable, d'abord dans l'[[infrarouge lointain]], puis plus tard dans le spectre visible<ref name=Motte1998 />. À peu près à ce moment, la protoétoile commence à fusionner du [[deutérium]]<ref>{{Ouvrage |langue=en |auteur1=Marc Séguin |auteur2=Benoît Villeneuve |titre=Astronomie et astrophysique |sous-titre=cinq grandes idées pour explorer et comprendre l'Univers |éditeur=De Boeck Supérieur |date=janvier 2002 |numéro d'édition=2 |pages totales=618 |passage=289 |isbn=978-2-7613-1184-7 |lire en ligne=https://books.google.com/books?id=lWApAwAAQBAJ&pg=PT289}}</ref>. Si la protoétoile est suffisamment massive (au-delà de 80 [[masse jovienne|masses joviennes]] (M{{ind|J}})), la fusion de l'hydrogène suivra. Autrement, l'objet deviendra une [[naine brune]]<ref name=Stahler1988>{{article|langue=en|nom = Stahler|prénom = Steven W.|titre = Deuterium and the Stellar Birthline|journal = The Astrophysical Journal|volume =332|pages =804–825|date =1988|bibcode =1988ApJ...332..804S|doi =10.1086/166694}}</ref>. La naissance de cette nouvelle étoile arrive approximativement {{unité|100000|ans}} après le début de l'effondrement<ref name=Montmerle2006 />. Ces objets sont, à ce stade, connus comme des protoétoiles de classe I<ref name=Andre1994 />, qui sont aussi appelées des [[Étoile variable de type T Tauri|étoiles T Tauri]] jeunes, protoétoiles enveloppées, ou jeunes objets stellaires<ref name=Andre1994 />. À cette étape de formation, l'étoile a déjà obtenu par accrétion la majeure partie de sa masse : le total de la masse du disque et du reste de l'enveloppe n'excèdent pas 10 à 20 % de la masse du jeune objet stellaire<ref name=Motte1998 />.

▲À l'étape suivante, l'enveloppe disparait complètement, ayant été recueillie par le disque, et la protoétoile devient alors une étoile classique T Tauri{{efn|Les étoiles T Tauri sont de jeunes étoiles avec une masse de moins de {{masse solaire|2.5}} avec un niveau d'activité supérieur. Elles sont divisées en deux classes : à [[raie d'émission|raies]] faibles et classiques<ref name=Mohanty2005>{{article|langue=en|nom = Mohanty|prénom = Subhanjoy|auteur2= Jayawardhana, Ray |auteur3= Basri, Gibor |lien auteur3=Gibor Basri|titre = The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs|journal = The Astrophysical Journal|volume =626|numéro =1|pages =498–522|date =2005|doi =10.1086/429794|bibcode =2005ApJ...626..498M|arxiv = astro-ph/0502155 }}</ref>. Les classiques ont des disques d'accrétion et continuent à accumuler du gaz chaud, ce qui peut produire de fortes raies d'émissions dans leur spectre. Quant à elles, les étoiles à raies faibles ne possèdent pas de disque d'accrétion. Les classiques évoluent pour éventuellement devenir des faibles raies<ref name=Martin1994>{{article|langue=en|nom1= Martin |prénom1= E. L. |nom2= Rebolo |prénom2= R. |nom3= Magazzu |prénom3= A. |nom4= Pavlenko |prénom4= Ya. V. |titre = Pre-main sequence lithium burning |journal = Astron. Astrophys. |volume =282 |pages =503–517 |date =1994 |bibcode =1994A&A...282..503M |arxiv = astro-ph/9308047}}</ref>.}}. Cela arrive après environ 1 million d'années<ref name=Montmerle2006 />. La masse du disque autour d'une étoile T Tauri Classique est d'environ 1 à 3 % celle de la masse stellaire, et il continue son accrétion à un rythme de 10⁻⁷ à {{masse solaire|10⁻⁹}} par année<ref name=Hartmann1998>{{article|langue=en|nom = Hartmann|prénom = Lee|auteur2= Calvet, Nuria|auteur3= Gullbring, Eric|auteur4= D'Alessio, Paula|titre = Accretion and the evolution of T Tauri disks|journal = The Astrophysical Journal|volume =495|numéro =1| pages =385–400|date =1998|doi =10.1086/305277|bibcode =1998ApJ...495..385H}}</ref>. Une paire de [[jet bipolaire|jets bipolaires]] sont aussi généralement présents<ref name=Shu1997 />.

▲Cette accrétion explique toutes les propriétés particulières d'une étoile T Tauri classique : fort courant dans les [[Raie Spectrale|raies d'émission]] (jusqu'à 100 % de la [[luminosité]] intrinsèque de l'étoile), une activité [[magnétique]], une variabilité [[photométrie (astronomie)|photométrique]] et la présence de jets<ref name=Muzerolle2001>{{article|langue=en|nom1= Muzerolle |prénom1= James |nom2= Calvet |prénom2= Nuria |nom3= Hartmann |prénom3= Lee |titre = Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics |journal = The Astrophysical Journal |volume =550 |numéro =2 |pages =944–961 |date =2001 |doi =10.1086/319779 |bibcode =2001ApJ...550..944M}}</ref>. Les raies d'émission sont donc formées lorsque le gaz accrété touche la « surface » de l'étoile, qui se produit aux alentours de ses [[Pôles d'un objet astronomique|pôles magnétiques]]<ref name=Muzerolle2001 />. Les jets sont des sous-produits de l'accrétion : ils résultent d'un moment cinétique excessif. Le stade de l'étoile classique T Tauri s'étend sur environ 10 millions d'années<ref name=Montmerle2006 />. Éventuellement, le disque se dissipera par l'accrétion sur l'étoile centrale, la formation de planètes, l'éjection par les jets et la photo-évaporation par rayons [[ultraviolet]]s (UV) de l'étoile centrale<ref name=Adams2004>{{article|langue=en|nom = Adams|prénom = Fred C.|auteur2= Hollenbach, David |auteur3= Laughlin, Gregory |auteur4= Gorti, Uma |titre = Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates|journal = The Astrophysical Journal|volume =611|numéro =1|pages =360–379|date =2004|doi =10.1086/421989| bibcode =2004ApJ...611..360A|arxiv = astro-ph/0404383 }}</ref>. Conséquemment, la jeune étoile devient une [[Étoile variable de type T Tauri|étoile T Tauri à raies faibles]], ce qui, sur une période de plusieurs centaines de millions d'années, évoluera en une étoile de la [[séquence principale]] telle notre [[Soleil]]<ref name=Stahler1980 />.