[[Plik:Heic0411a.jpg|thumb|left|GwiazdaRejon regionu formowaniagwiazdotwórczy [[LMC-N11|N11B]] w [[Wielki Obłok Magellana|Wielkim Obłoku Magellana]]]]
Protogwiazda jest bezpośrednim produktem kolapsu grawitacyjnego zagęszczenia w [[Obłok molekularny|obłoku molekularnym]] w [[Ośrodek międzygwiazdowy|ośrodku międzygwiazdowym]]. Większość obłoków molekularnych jest w stanie [[Równowaga dynamiczna|równowagi dynamicznej]], w której [[grawitacja]] obłoku dążąca dojegodo jego zapadnięcia się jest równoważona [[ciśnienie]] [[atom]]ów i [[cząsteczka|cząsteczek]], z których składa się obłok (jest to gaz o temperaturze około 10 K zawierający około 100 cząstek w cm<sup>3</sup>). Obłoki tego typu mogą być obserwowane, gdyż zawarty w nich [[pył kosmiczny]] jest rozgrzewany przez pobliskie gwiazdy i emituje w podczerwieni{{r|Dasi}}. Chociaż naddźwiękowe ruchy są obserwowane w obłokach molekularnych, to rozkład względnych prędkości w małym obszarze powinien być zbliżony do termicznego. Jeśli rdzeń chmury cząsteczkowej jest związany grawitacyjnie, a siłą przeciwdziałającą zapadaniu jest ciśnienie ruchu cieplnego cząstek, to by obłok molekularny o masie Słońca pozostawał w równowadze, musi mieć promień przynajmniej 0,1 [[parsek]]a. Obserwacje potwierdzają te właściwości{{odn|Hartmann|2000|s=16}}. Załamanie tej równowagi może nastąpić spontanicznie, z powodu [[turbulencja|turbulencji]] wewnątrz obłoku<ref name="scienze star form" /> lub, częściej, może być wywołane przez jakieś zewnętrzne zdarzenie, takie jak [[fala uderzeniowa]] pobliskiej eksplozji [[supernowa|supernowej]] lub, zderzenie dwóch obłoków<ref name = Falk />, [[siła pływowa|siły pływowej]] zbliżenia do galaktyki czy też [[Zderzenie galaktyk|zderzeniazderzenie galaktyk]], jak i z innych powodów zaburzających stan gazu.
Niezależnie od źródła zakłóceń może powstać w regionie obłoku obszar o zwiększonej [[gęstość|gęstości]], w którym siła grawitacji przewyższa siłę ciśnienia cieplnego, powodując zapadanie się obłoku. Etap protogwiazdy – czyli od rozpoczęcia kurczenia się obłoku aż do przejścia w stan gwiazdy ciągu głównego – dla gwiazdy o [[masa (fizyka)|masie]] [[Słońce|Słońca]] trwa zazwyczaj około 10 milionów lat; gwiazdy znacznie bardziej masywne przechodzą ten proces szybciej. Gwiazda o masie 15 [[masa Słońca|M<sub>☉</sub>]] osiągnie ciąg główny po około 100 tysiącach lat<ref name = "stelle mass" />.
