فرضية السديم
تشكل النجوم وأقراص الكواكب الأولية > النجوم الأولية

المقالة الرئيسة: نجم أولي
يُعتقد أنّ النجوم تتشكل في سحابات عملاقة من الهيدروجين الجزيئي البارد، وهي سحب جزيئية عملاقة تبلغ كتلتها تقريبًا 300000 كتلة شمسية، ويبلغ قطرها 20 فرسخ فلكي. وتكون السحب الجزيئية العملاقة عُرضة للانهيار والتكسر على مدار ملايين السنين. تشكل هذه الأجزاء المُتكسرة بعد ذلك نوًى صغيرة وكثيفة، والتي تنهار بدورها متحولة إلى نجوم. تتراوح كُتل النوى التي تشكلها الأجزاء المنكسرة إلى عدة أضعاف من كتلة الشمس، وتُدعى السّدم النجمية الأولية (أو السدم الشمسية الأولية). تمتلك أقطارًا تتراوح بين 0.01-0.1 فرسخ فلكي (2000-20000 وحدة فلكية)، وتبلغ كثافة عدد الجزيئات من 10000 إلى 100000 سم−3 تقريبًا.
يستغرق الانهيار الأولي لسديم نجمي أولي بكتلة الشمس نحو مئة ألف عام. يبدأ كل سديم بمقدار معين من الزخم الزاوي. يخضع الغاز في الجزء المركزي من السديم، والذي يتميز بزخم زاوي منخفض نسبيًا، إلى ضغط سريع، ويشكل نواة (لا تنكمش) هيدروستاتيكية حارّة تحتوي على جزء صغير من كتلة السديم الأصلي. تُشكل هذه النواة بذرة لما سيُصبح نجمًا. ومع استمرار عملية الانهيار، يعني انحفاظ الزخم الزاوي أنّ دوران الغلاف الذي يتحرك تحت تأثير جاذبية النواة يتسارع، وهذا يمنع بشكل كبير الغاز من التراكم المباشر على النواة المركزية. يُجبر الغاز بدلًا من ذلك على الانتشار باتجاه الخارج بالقرب من مستواه الاستوائي مُشكلًا قرص، والذي بدوره يتراكم على النواة. تنمو كتلة النواة تدريجيًا حتى تُصبح نجمًا أوليًا شابًا حارًا. في هذه المرحلة، يحجب الغلاف الخاضع لجاذبية النواة النجم الأولي وقرصه بشكل كبير، ويُصبح من غير الممكن رصدهما بشكل مباشر. في الحقيقة، فإنّ عتامة الغلاف المتبقي كبيرة جدًا لدرجة أنّ الإشعاع ذات طول موجة يبلغ ميليمتر يعاني مشكلةً في الخروج من داخل هذا الغلاف. تُرصد هكذا أجسام على شكل تكثفات شديدة السطوع، وهي تطلق بشكل أساسي إشعاعات ذات أطول أمواج من مرتبة الميليمتر وأمواج ذات طول أقل من ميلي متر. وهي تُصنف بمثابة نجوم أولية من الفئة الطيفية 0. غالبًا ما يصاحب الانهيار تدفقات ثنائية القطب –نفثات– تنبعث على طول محور دوران القرص المُفترض. تُرصد هذه النفثات بشكل متكرر في مناطق تشكل النجوم (انظر إلى أجسام هيربج-هارو). إنّ لمعان النجوم الأولية من الفئة الطيفية 0 عالٍ، وقد يشع نجم أولي بكتلة الشمس إلى ما يصل نحو 100 مرة من اللمعان الشمسي. إنّ مصدر هذه الطاقة هو الانهيار التثاقلي، لانّ نواها غير ساخنة بما يكفي بعد لتتمكن من بدء اندماج نووي.
يصبح الغلاف في النهاية رقيقًا وشفافًا مع استمرار سقوط مواده على القرص، ويصبح الجسم النجمي الشاب (واي إس أو) قابلًا للرصد بشكل مبدئي بواسطة الأشعة الحمراء البعيدة، وفيما بعد يُصبح مرئيًا. يبدأ النجم الأولي في هذا الوقت بدمج الديوتيريوم. ويتبع ذلك اندماج الهيدروجين إن كان النجم الأولي ضخمًا بما فيه الكفاية (كتلته أكبر من 80 ضعف كتلة المشتري (إم جاي)). أمّا إن كانت كتلته منخفضة جدًا فيصبح الجسم قزمًا بنيًا. يولد نجم جديد بعد 100000 عام تقريبًا من بدأ الانهيار. تُعرف الأجسام في هذه المرحلة بالنجوم الأولية من الفئة I، وهي تُدعى أيضًا نجوم تي الثور الشابة، أو النجوم الأولية المتطورة، أو الأجسام النجمية الشابة. يكون النجم المتشكل بحلول هذا الوقت قد اكتسب الكثير من كتلته: لا تتجاوز الكتلة الإجمالية للقرص وللغلاف المتبقي 10-20% من كتلة الجسم النجمي الشاب المركزي.
يختفي الغلاف بشكل كلي في المرحلة التالية، بعد أن يسحبه القرص، ويصبح النجم الأولي نجم تي ثور كلاسيكيًا. يحدث هذا بعد نحو مليون عام. تبلغ كتلة القرص حول نجم تي الثور الكلاسيكي نحو 1-3% من كتلة النجم، وينمو بمعدل يتراوح بين 10−7 إلى 10−9 من كتلة الشمس في العام.