השימוש במונח "קדם-כוכב", במובנו הנוכחי, נעשה לראשונה במאמרם של הפיזיקאים היפניים צ'ושירו הייאשי (Chushiro Hayashi) וטקאנורי נאקנו (Takenori Nakano) ב-1965.
על אף שמונח זה יכול לתאר כל שלב התפתחות בין ענן גז ואבק לבין כוכב, לרוב הוא מתאר את שלב ספיחת המעטפת לפני הגרעין. אובייקטים בשלבי ההתפתחות הבאים, לרבות שלב התכווצות הגרעין, נקראים בספרות "אובייקטים כוכביים צעירים" או "כוכבים טרום-סדרה ראשית" . בספרות הפופולרית והסמי-פופולרית משמש השם "קדם-כוכב" גם לשלבים אלו ולפעמים גם לשלב הקריסה האיזותרמית.
הבסיס התאורטי למנגנון יצירת הכוכבים הונח על ידי צ'ושירו הייאשי ושותפיו שקבעו את תכונות של כוכבים טרום-סדרה ראשית שמאירים תוך כדי התכווצות קוואזי-סטטית השומרת על מסה קבועה. כוכב טרום-סדרה ראשית במסה נמוכה יחסית ואוריות מעל ערך מסוים תואר לראשונה בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל על ידי לואיס הניי, רוברט לה-לווייר (Robert Le Levier) ור.ד לווי ( R. D. Levée) ב-1955. המשך המחקר הראה את חשיבותם של תהליכים תרמו-גרעיניים המוקדמים לשלב בו הכוכב הצעיר מגיע לסדרה הראשית.
חישוביו של הייאשי לא פסלו את האפשרות של צפיפות וטמפרטורה נמוכות מאוד לחומר ממנו בסופו של דבר הכוכב נוצר. עד מהרה נפסלה האפשרות לכך שקדם-כוכב בשלביו הראשונים יכול להיות בשיווי משקל הידרוסטטי. ב-1963 ג'ון גאוסטד( John E. Gaustad) הראה שבתווך רחב של צפיפויות וטמפרטורות הענן הקורס יאבד אנרגיה תרמית מהר מכדי לשמור על שיווי משקל מכני. מכאן הושגה ההבנה השלבים הראשונים של קדם כוכב יכולים להיות מתוארים אך ורק על ידי תהליכים דינמיים ולא סטטיים.
חישובים הידרודינמיים משנות ה-60 הראו שהקריסה הכבידתית של ענן עם תנאי התחלה הנתונים על ידי קריטריון ג'ינס תהיה מאוד לא אחידה. בשנות ה-70, ריצ'רד לארסון (Richard B. Larson) וחוקרים נוספים הגיעו להסכמה כוללת על מבנה של קדם-כוכב הכולל גרעין ומעטפת, אך פרטים אחרים נותרו שנויים במחלוקת. בשנות ה-80 נושא התפתחות הכוכבים היה נושא מחקר מאוד פעיל והמנגנון העכשווי של הקריסה פותח בתקופה זו.
במקביל למחקר התאורטי, תצפיות אסטרונומיות בתחומי האינפרה-אדום והרדיו התקדמו בצעדי ענק וסייעו בקביעת המבנה של עננים מולקולריים מהם נוצרים כוכבים- הן בסקלות של ענן מולקולרי כולו והן בסקלות של אזור מבודד הקורס לכוכב יחיד. בשנות ה-90 פותחה שיטה לצפות בדיסקות קדם-פלנטריות ולמדוד את המהירות הזוויתית של הקדם כוכב. טלסקופ החלל האבל ששוגר ב-1990 סיפק מידע רחב מאוד על היווצרות הכוכבים וצילומיו שימשו את המדע גם בתחילת המאה ה-21. ב-2003 שוגר טלסקופ החלל שפיצר המצלם בתחום האינפרה-אדום. טלסקופ זה סיפק תצפיות נדירות של קדם-כוכבים שהיו מוסתרים על ידי עננים בלתי חדירים באור נראה ובכך איששו מנגנונים תאורטיים רבים.
שלבי התפתחות.
לידתו של כוכב מתחילה מענן מולקולרי גדול, מסדר גדול של מספר פרסקים. עננים אלו הם הצטברות דלילה של מימן אטומרי (כלומר מולקולות חד-אטומיות), מימן מולקולרי (כלומר מולקולות formula_1), הליום ואחזור קטן של מתכות. כתוצאה מאינטראקציה כבידתית של הענן עם עצמים שכנים נוצרות בענן הפרעות הגורמות לעליית הצפיפות המקומית של הגז באזורים שונים. גורמים נוספים להפרעות בצפיפות הענן הם גלי הלם של נובות וסופרנובות קרובות, רוח כוכבית של כוכב שכן, התנגשות בין גלקסיות או אינטראקציה כבידתית בין הענן לגל צפיפות בזרוע לוליינית של הגלקסיה.
בשלב הבא מתחיל תהליך הקרוי קריסה כבידתית. עבור הפרעות חזקות מספיק, הכבידה העצמית של האזור בעל הצפיפות המוגברת תגרום לעלייה נוספת בצפיפות כתוצאה מן המשיכה הכבידתית שבין חלקיקי הגז. עלייה זו בצפיפות תגרום לעליית הטמפרטורה ועל כן לעלייה בלחץ. אם הגידול בצפיפות מהיר מספיק, הענן אינו יכול להגיע למצב של שיווי משקל הידרוסטטי בין לחץ הגז לבין הכבידה העצמית. העלייה בצפיפות לא נבלמת והענן מצוי למעשה בשלב של קריסה כוללת. הימצאותו של אבק בגז עוזרת לתהליך ההתגבשות בכך שהוא משמש כזרז לתהליך היווצרות המולקולות (וגז מולקולרי יותר צפוף מגז אטומרי). בנוסף, האבק בולע חלק מהקרינה האולטרה-סגולה שמסוגל לפרק מולקולות בעננים מולקולריים ובכך משמר אותם.
כאשר הצפיפות מגיעה לערך קריטי מסוים, הענן נעשה בלתי יציב כבידתית ומתפרק לחלקים קטנים יותר, הניתקים זה מזה. חלקי ענן אלו, מתהווים סביב אזורי הצפיפות הגבוהה של הענן המקורי וממשיכים להתכווץ בלא תלות זה בזה. תהליך הִתְעַבּוּת זה יכול להתרחש במספר שלבים, בהם עננים קטנים יותר מתאחדים חזרה לעננים גדולים יותר או מתחילים לנוע סביב מרכז כובד משותף, מצב העשוי להביא בהמשך להתפתחות צביר כוכבים, מערכת מרובת כוכבים או כוכבים זוגיים. מספר הכוכבים בצביר מושפע מגודלו של חלק הענן הקורס. תצפיות מראות שרק 1-2 אחוז מחומר המרכיב את הענן המולקולרי המקורי קורס לכוכבים. שארית החומר מצטברת סביב הכוכב המתהווה בתצורה של מעטפת אטימה אופטית.
בשלב הבא ענני המשנה עצמם עוברים תהליך נוסף של התעבות וקריסה. בשלב זה לא ניכרים עדיין מאפיינים של כוכב והענן מופיע בעיקר כמקור של קרינה בתחום התת-אדום עם אורך גל של מעל 1000 ננומטר (1 מיקרון). קריסה נוספת זו של ענני המשנה מתרחשת רק כאשר צפיפות החלקיקים מגיעה לסדר גודל של formula_2 חלקיקים לסמ"ק בטמפרטורה של כ-10 מעלות קלווין. חשוב לציין שהרכב ענן המשנה מכיל עתה גם אבק המפזר את קרינת האור הנראה והופך אותו לאפל בתחום זה.
התכווצות איזותרמית.
בתנאים רגילים, התכווצותו של ענן גורמת לעלייה בטמפרטורה ובלחץ הפנימי שלו, כאשר הלחץ הפנימי הנוצר מפעיל כוח בכיוון מנוגד לזה של הכבידה ובכך מאזן אותה ובולם את הכיווץ. בענן מולקולרי, לעומת זאת, קיים מנגנון קירור קוונטי: ההתנגשויות בין מולקולות המימן גורמות לעלייה ברמות האנרגיה וכתוצאה מכך לפליטה של פוטונים באורך גל של 28 מיקרון. קרינה זו נפלטת אל מחוץ לענן ומורידה בצורה אפקטיבית את הטמפרטורה שלו. במילים אחרות, האנרגיה המשתחררת כתוצאה מכיווץ הענן לא הופכת לאנרגיה תרמית, כבמקרה של גז אידיאלי, ואינה מחממת את הענן, וההתכווצות מתרחשת בתהליך איזותרמי - השומר על טמפרטורה קבועה. פליטת הקרינה במהלך התכווצות ענן לקדם-כוכב מאפשרות לצפות בשלב זה, באמצעות גלאי אור הרגישים לקרינה בעלת אורך גל של מעל 1 מיקרון.
מכיוון שהתכווצות היא איזותרמית, הלחץ בענן עולה בקצב איטי משמעותית ביחס לכוחות הכבידה, ובסופו של דבר, תקופה קצרה אחר תחילת הקריסה, הכוח שמפעיל לחץ הגז הופך לזניח ביחס לכבידה. משמעות הדבר היא שהכיווץ המתרחש מהווה בקירוב נפילה חופשית למרכז המסה של הענן.
עבור ענן במסת שמש אחת ובקוטר של 0.02 פרסק, זמן כיווץ אופייני formula_3 הוא כ-200,000 שנים.
היווצרותו של גרעין צפוף.
עם המשכת תהליך התכווצות הענן, צפיפותו הופכת פחות ופחות אחידה, כאשר צפיפות המסה עולה יותר ויותר ככל שמתקרבים למרכז הגאומטרי של הענן. כתוצאה מהצפיפות הגבוהה במרכז הענן, אזור זה מפסיק להיות שקוף לקרינה אינפרה אדומה והפוטונים של קרינה זו אינם יכולים לצאת מחוץ לענן ולקרר אותו, כפי שהיה קודם. הטמפרטורה בו מתחילה לעלות בקצב דרמטי, עד ליצירת שיווי משקל הידרוסטטי, בו לחץ הנוצר בגלל התחממות מצליח להתגבר על הכבידה העצמית.
שימור תנע זוויתי גורם לכך ששאריות הענן החג סביב הגרעין תתכווץ לצורה דמוית דיסקה שטוחה. דיסקה זו קרויה דיסקה קדם-פלנטרית או "proplyd".
עבור ענן במסת שמש אחת, צפויה בשלב זה התעבות של גרעין בעל מסה של כformula_4, רדיוס של כformula_5 וטמפרטורה של כformula_6 . כלומר, בשלב זה הגרעין עצמו הוא רחב, דליל מאוד וקר מאוד יחסית לגרעיני גרמי שמיים.
ספיחה של מעטפת רחבה על פני הגרעין.
אחר היווצרות הגרעין, המעטפת החיצונית של קדם-הכוכב ממשיכה בנפילתה החופשית אל כיוון מרכז הכובד ומתנגשת בגרעין במהירות של כ-formula_7. כתוצאה מהתנגשות זו נוצר גל הדף וטמפרטורת הגרעין עולה.
בהמשך, הכיווץ האיטי של קדם-הכוכב ממשיך לחמם אותו, מכיוון שמנגנון הקירור הקוונטי כבר אינו יעיל. כיווץ הגרעין נמשך עד להגעה לטמפרטורה של 2000K - טמפרטורה בה מתחיל פירוק קשרי המימן המולקולרי ובעקבותיו היינון של האטומים. תהליכים אלו, הדורשים אנרגיה רבה וצורכים אנרגיה תרמית, עוצרים את עליית טמפרטורת הגרעין. כתוצאה משינויים אלו, גרעין הקדם-כוכב יוצא משיווי משקל ומתחיל להתכווץ במהירות ולהתחמם. הליך זה נמשך עד להגעה לשיווי משקל חדש, ותוצאתו הוא גרעין חדש - פלזמטי ולא גזי כשהיה לפני כן.
עבור הפרמטרים שצוינו קודם - ענן בעל מסת שמש אחת - מתקבל גרעין בעל מסה של formula_8, רדיוס של כ-formula_9 וטמפרטורה של formula_10, כלומר גרעין צפוף וחם. התחממות הקדם-כוכב בשלב זה מאטה בצורה ניכרת את מהירות התכווצות המעטפת, אך מהירות הנפילה של החומר אל הגרעין עולה אף היא ומוערכת בסדרי גדול של formula_11. הטמפרטורה בליבת הקדם-כוכב ממשיכה לעלות והקרנתה לא מספיקה לסלק את האנרגיה החוצה מן הליבה. בשלב זה הסעת חום (קונבקציה) הופכת למשמעותית, והחומר בליבת הקדם-כוכב מתחיל לנוע מאזור המרכז החם יותר לעבר פני הקדם-כוכב, בהם הלחץ נמוך משמעותית. מאחר שמהירות התנועה של האזורים החמים גבוהה בהרבה ממהירות הולכת החום, אזורים אלו מתרחבים בעת העלייה בתהליך אדיאבטי למדי - כלומר, כמעט בלא העברת חום לסביבה. במנגנון זה, הליכי התפלגות הטמפרטורה, הלחץ והצפיפות כולם אדיאבטיים בקירוב.