Den vanlige mekanismen for stjernefødsler er gjennom gravitasjonskollaps av en kald sky av gass og støv. Mens skyen trekker seg sammen, blir den varmet opp av frigjøringen av potensiell energi. Tidlig i prosessen stråles mesteparten av energien vekk, og prosessen fortsetter. Til slutt blir sentrum fast nok til å holde på energien. Temperaturen i sentrum stiger drastisk over tid, og sammentreningen av gassen avtar, helt til forholdene er varme nok til å starte kjernefysisk fusjon i protostjernen. For de fleste stjerner vil gass- og strålingstrykk skapt av den kjernefysiske fusjonen i stjernens kjerne holde den fra å trekke seg ytterliger sammen. Stjernen har nådd hydrostatisk likevekt og vil bruke mesteparten av livet sitt til å fusjonere hydrogen til helium.