Prostor između zvezda jedne galaksije nije savr�en vakuum. U njemu se nalaze mnogi oblaci međuzvezdanog gasa i pra�ine. Ivice tog oblaka se mogu pru�ati mnogo svetlosnih godina u svim pravcima. Ova međuzvezdana pojava sadr�i ogromne količine materije. Oblak je uglavnom sastavljen iz vodonika i helijuma i mo�e sadr�ati vi�e nego dovoljno mase za stvaranje desetina, pa i stotina zvezda sličnih Suncu.

Proces stvaranja zvezde tek treba da otpočne. Uprkos velikoj masi, međuzvezdani oblak ima dovoljno velike dimenzije da bi mu gustina bila manja od 10-26 kg/m3, ili oko 10 atoma po kubnom centimetru. Zbog toga je srednja kinetička temperatura čestica tog gasa 10 do 100 K, a gustina energije oko 10-13 J/m3. Većinu atoma čine atomi vodonika, daleko najobilnijeg gasa u vasioni. Elemenata kao ugljenik, azot, kiseonik i gvo�de ima daleko manje. Ipak, u veoma malim količinama, mogu se naći i neki molekuli, kao NH₃, H₂CO, CH₃OH, H₂O itd. Ceo taj oblak gasa je kao takav manje - vi�e homogen, bezbojan, odnosno providan. Takvu ravnote�u mo�e naru�iti samo neki sna�ni talas. Tu ulogu mo�e imati spiralni krak na�e ili neke galaksije slične na�oj. Spiralni kraci rotiraju oko jezgra galaksije noseći udarne gravitacione talase koji sabijaju međuzvezdani materijal. To je pokretač procesa stvaranja zvezda. Atomi koji su do tada bili na velikom rastojanju počinju međusobno da se sudaraju. Kako su atomi na sve manjem rastojanju, tako svetlost sve te�e prolazi između njih. Međuzvezdani oblak postaje difuzna maglina, koja mo�e biti svetla ili tamna.

Svetle magline se najče�ce nalaze u blizini toplih zvezda, pa se gas u njima jonizuje i zrači. Pored jonizacije, izvor svetlosti svetlih maglina mo�e biti i rasejana svetlost obli�njih zvezda. Njihova gustina nije homogena, a veća je u proseku oko 1000 puta od gustine međuzvezdane materije. Tamne magline su slične svetlim, samo �to nisu jonizovane i sastoje se prete�no od supstance velike apsorpcione moći.

VRH

Kako je tamna maglina neprovidna, zračenje udaljenih zvezda vi�e ne prodire kroz sabijeni oblak i ne zagreva gasove u njemu. Temperatura naglo opada prema apsolutnoj nuli. Sa opadanjem temperature kinetička energija atoma takođe se drastično smanjuje. Oni se kreću tako sporo da slaba sila gravitacije između pojedinačnih atoma počinje da dominira unutra�njom strukturom magline.

Magline nisu homogene. Postoje mesta sa većom koncentracijom materije od proseka, a i ona sa manjom. �to je vi�e materije na jednom mestu, to je jača gravitacija oko tog mesta. Prema tome, na mestima unutar magline, gde slučajno postoji mali vi�ak atoma, i gravitaciono polje će biti neznatno jače. Ova mesta sa većom gravitacijom lako privlače obli�nje atome koji se lagano kreću. Sa povećanjem broja atoma gravitacija na tim mestima postaje jo� jača, privlačeći tako sve vi�e materije iz magline koja ih okru�uje. Na taj način maglina počinje da se deli na komade ili globule.

Prilikom svog nastanka, tipična globula mo�e imati prečnik od vi�e milijardi kilometara, i sadr�ati količinu materije nekoliko puta veće od mase Sunca (solarna masa: 2*10+30 kg). Takva globula je nestabilna. Nije u stanju da podnese sopstvenu te�inu. Velike količine gasa vr�e sa svih strana pritisak ka unutra�njosti i dovode do toga da se globula skuplja. Tako pod uticajem sopstvene gravitacije globula postaje sve manja i manja, ste�ući gas ka centru sfere koja se skuplja ka sve većim pritiscima i gustinama. Shodno jednačini idealnog gasa:

pV=nkT

(p - pritisak, V - zapremina, n - broj čestica, k - Bolcmanova konstanta: 1,38*10-23 J/K, T - temperatura u K)
sa porastom pritiska raste i temperatura. Kako se globula skuplja, pritisak u njenom jezgru postaje sve veći, a samim tim i temperatura raste. Sa porastom temperature, maksimum emisione moći se spu�ta ka sve kraćim talasnim du�inama. Kada dođe do vidljivog dela spektra (crvena boja) globula postaje vidljiva: nastala je protozvezda.

VRH

Kao i globula, i protozvezda je nestabilna u odnosu na gravitaciju. Ona jo� uvek nije u stanju da se odupre prevelikoj te�ini svojih spoljnih slojeva. Skupljanje protozvezde se nastavlja, �to izaziva sve veći porast pritiska i temperature unutra�njih gasova. Kada temperatura u centru protozvezde dostigne 10 miliona K dolazi do "paljenja" zvezde - počinju termonuklearne reakcije, među kojima dominira fuzija vodonika u helijum. Od četiri jezgra vodonika koja se spoje stvara se jedno jezgro helijuma. U skladu sa Ajn�tajnovom jednačinom ekvivalencije mase i energije:

E=mc²

rezultujuće jezgro helijuma ima ne�to manju masu nego četiri jezgra vodonika od kojih je nastalo. Ne�to mase se pretvorilo u čistu energiju. To ogromno oslobađanje energije koje prati sagorevanje vodonika stvara potrebne uslove da protozvezda mo�e da se odupre daljem gravitacionom sa�imanju. U centru takve novorođene zvezde je tek otpočela fuzija vodonika. One se mogu lako identifikovati jer najče�će jo� uvek oko sebe imaju ostatke oblaka od kojeg potiču. Ti gasovi često sijaju u raznim bojama jer ultraljubičasta svetlost mladih zvezda izaziva fluorescenciju i u�arenost međuzvezdanih gasova.

VRH

Mlade zvezde fuzioni�u vodonik u svojim jezgrima po vi�e milijardi godina. Sa prelaskom ovih zvezda iz perioda sazrevanja u period zrelosti, u njihovim jezgrima dolazi do nagomilavanja helijuma, dok se snabdevanje vodonikom smanjuje. U prelomnom dobu �ivota ovih zvezda dolazi do nedostatka vodonika. Tada nastupaju velike promene u strukturi i izgledu zvezda. Kada sav vodonik u sredi�tu zvezde bude potro�en, fuzija se prekida. Sa prestankom oslobađanja energije, zbog gravitacije jezgro zvezde postaje nestabilno. Nesposobno da nosi sopstvenu te�inu, jezgro bogato helijumom počinje da se skuplja. Kako se ono sve vi�e i vi�e sabija, pritisak ponovo raste, pa i temperatura. Na 10+9 K počinje fuzija helijuma, pri čemu se obrazuju ugljenik i kiseonik. Uspostavlja se nova ravnote�a između gravitacije i oslobođene fuzione energije, tako da se privremeno zaustavlja dalje sa�imanje jezgra. U isto vreme temperatura u okru�enju jezgra koje kolapsira di�e se dovoljno visoko da bi otpočela fuzija vodonika u ljusci oko jezgra. Na taj način se u unutra�njosti zvezde odigravaju dve termonuklearne reakcije: fuzija helijuma u centru i fuzija vodonika u ljusci. Usled ovog dvostrukog izvora energije, zvezda počinje da bubri do ogromnih razmera, povećavajući svoju zapreminu i po milijardu puta. Kako zbog toga opadaju gustina i pritisak u spoljnim slojevima zvezde, opada i temperatura, da bi se stabilizovala na oko 3000 K. Tada se maksimum zračenja pomera ka kraćim talasnim du�inama, odnosno novonastala zvezda će sjajiti crvenkastom bojom. Zbog svega ovoga se ovaj tip zvezde naziva crveni d�in.