L’état de protoétoile est une étape d’information d’une étoile, où s’affrontent forces internes et force d’attraction gravitationnelle. Les protoétoiles sont en général difficiles à voir accorder épaisse couche de gaz et de poussière qui les enveloppent. Pendant les 100 000 à 10 millions d’années du processus, la protoétoile tourne sur elle-même très rapidement, ce qui génère une chaleur et une pression intense amplifiant l’effondrement du nuage sur lui-même ; de plus en plus hydrogène s’accumule dans le cœur de la protoétoile. À terme, température et pression sont suffisantes pour initier le processus de fusion hydrogène : une étoile est née.
Atteindre L’équilibre.

Tant que le processus de fusion de l’hydrogène n’a pas démarré, la protoétoile se contracte sous l’effet de la force gravitationnelle qui s’exerce sur elle. À ses débuts, une protoétoile peut être de taille imposante, jusqu’à plusieurs milliards de kilomètres. Une fois que la fusion a commencée, l’étoile émet un rayonnement électromagnétique qui contrebalance la force gravitationnelle et incite l’étoile à se dilater. Lorsque l’étoile a atteint une masse suffisante, cette radiation ne peut plus surpasser la force de gravité, qui reprend le dessus ; l’étoile se contracte, jusqu’à ce que la force de radiation redeviennent à nouveau supérieure à celle de la gravitation, et ainsi de suite. Ces cycles se poursuivent longtemps, jusqu’à ce que l’étoile atteigne un état stable, lorsque force de gravité et force internes s’équilibrent. Cette période d’instabilité est appelée phase T Tauri (car l’étoile T Tauri subissait ce processus lorsqu’elle fût découverte). Ces étoiles sont trahies à nos télescopes par leur variation significative d’émissions d’énergie.

La séquence principale
Lorsque la température dans le curé suffisante, la fusion de l’hydrogène commence. Les atomes d’hydrogène fusionnent pour former des atomes d’hélium. Chaque création d’un atome d’hélium s’accompagne de la libération d’une