തന്മാത്രാ മേഘങ്ങളിൽ ഗുരുത്വാകർഷണ അസന്തുലിതാവസ്ഥ ഉണ്ടാവുമ്പോൾ നക്ഷത്രം ജനിക്കുകയായി. ഈ അസന്തുലിതാവസ്ഥയ്ക്കുള്ള പ്രധാന കാരണം സൂപ്പർനോവകളിൽ നിന്നുള്ള ഷോക്ക് തരംഗങ്ങളോ (ഭീമൻ താരസ്ഫോടനം) ഗാലക്സികൾ തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിമുട്ടലോ (സ്റ്റാർബേസ്റ്റ് ഗാലക്സിയിൽ സംഭവിച്ച പോലെ) ആണ്.സാന്ദ്രത കൂടി, ജീൻസ് അസന്തുലിതാവസ്ഥയിൽ എത്തിച്ചേരാനുള്ള മാനദണ്ഡം പാലിച്ചാൽ അവ സ്വന്തം ഗുരുത്വാകർഷണം മൂലംചുരുങ്ങാൻ തുടങ്ങുന്നു.ഈ മേഘപടലം ചുരുങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന വേളയിൽ പൊടിപടലങ്ങളും വാതകങ്ങളും ചേർന്ന് ബോക് ഗോളങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നു. ഈ ഗോളങ്ങൾ ചുരുങ്ങുമ്പോൾ സാന്ദ്രത കൂടുകയും അവയിലെ ഗുരുത്വാകർഷണ ഊർജ്ജം താപോർജ്ജമായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇപ്രകാരം താപനില ഉയരുന്നു. ഇങ്ങനെ ഉണ്ടായ പ്രാകൃതതാര മേഘപടലം പതിയെ സന്തുലിതാവസ്ഥയിൽ എത്തിച്ചേരുന്നു. പ്രാകൃതതാരമാണ് ഈ മേഘപടലത്തിന്റെ ഉൾഭാഗത്തുണ്ടാവുക. 

പ്രീ മെയിൻ ശ്രേണിയിൽപ്പെട്ട നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു ചുറ്റും പലപ്പോഴും ഒരു പ്രാകൃതഗ്രഹ( protoplanetary disk) ഡിസ്കും ഉണ്ടാവാറുണ്ട്. ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റെ ഫലമായി ഉണ്ടാകുന്ന ഈ ചുരുങ്ങൽ ഏതാണ്ട് 10-15 മില്ല്യൺ വർഷങ്ങൾ നീണ്ടുനിൽക്കും. 
2 സോളാർ പിണ്ഡത്തിലും കുറവു ഭാരമുള്ള ആദ്യതാരങ്ങളെ ടി. ടൗറി( T Tauri ) നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നു വിളിക്കുന്നു. 2 സോളാർ പിണ്ഡത്തെക്കാൾ ഭാരമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ ഹെർബിഗ് Ae/Be നക്ഷത്രങ്ങൾ (Herbig Ae/Be stars) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഈ പുതു നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ ഭ്രമണാക്ഷത്തിന് സമാന്തരമായി വാതക ജെറ്റുകൾ പുറത്തുവിടുന്നു. 

ഇതു മൂലം അവയുടെ വർത്തുള ആക്കം (angular momentum) കുറഞ്ഞേക്കാം. തൽഫലം ചെറിയ തുരുത്തുകളായ നീഹാരികകണങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നു. ഇവയെ ഹെർബിഗ്-ഹാരോ വസ്തുക്കൾ (Herbig-Haro objects) എന്ന് വിളിക്കുന്നു. വാതകജെറ്റുകളോടൊപ്പം അടുത്തുള്ള ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വികിരണങ്ങളും പ്രാകൃതനക്ഷത്രത്തിനു ചുറ്റുമുള്ള മേഘപടലത്തെ നീക്കുന്നു.

പ്രാകൃതതാരം (Protostar)
വെള്ളക്കുള്ളൻ
വയസ്സ്
വിന്യാസം