നക്ഷത്രങ്ങൾ അതിസാന്ദ്രമായ അന്തർനക്ഷത്ര മാധ്യമത്തിലാണ്( interstellar medium ) ജനിക്കുന്നത്. പക്ഷെ ഇവിടുത്തെ സാന്ദ്രത വാക്വം ചേമ്പറിനേക്കാൾ കുറവാണ് താനും. ഇത്തരം പ്രവിശ്യകളെ തന്മാത്രാമേഘങ്ങൾ (molecular clouds) എന്നാണ് വിളിക്കുക. ഇത്തരം തന്മാത്രാമേഘങ്ങളുടെ രാസഘടന ഇപ്രകാരമാണ് - ഭൂരിഭാഗം ഹൈഡ്രജൻ, 23-28% ഹീലിയം, കുറഞ്ഞ അളവിൽ ഘനമൂലകങ്ങൾ എന്നിങ്ങനെ.നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്ന ഇത്തരം പ്രവിശ്യകൾക്ക് ഒരു ഉദാഹരണമാണ് ഓറിയോൺ നീഹാരിക. ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ തന്മാത്രാമേഘപടലത്തിൽ നിന്നാണ് ഉണ്ടാവുന്നത് എന്നതുകൊണ്ടുതന്നെ അവ മേഘപടലത്തെ പ്രകാശപൂരിതമാക്കുന്നു. ഇവ ഹൈഡ്രജനെ അയോണീകരിക്കുന്നു. ഇപ്രകാരം H II ഉണ്ടാവുന്നു.

നക്ഷത്രാന്തരീയ ഇടം‍ (Interstellar space) മേഘപടലങ്ങൾ സാവധാനം കൂടിച്ചേർന്ന് നീഹാരികകൾ(നെബുലകൾ) രൂപം പ്രാപിക്കുന്നു. നീഹാരികകൾക്ക് ലക്ഷം കോടി കിലോമീറ്ററുകൾ വ്യാസമുണ്ടാകും. നീഹാരികകളുടെ ആന്തരഗുരുത്വാകർഷണം മൂലം അവ കറങ്ങിത്തുടങ്ങുന്നു. തത്ഫലമായി ഹൈഡ്രജൻ കണങ്ങൾ പലഭാഗങ്ങളിലായി ഉരുണ്ടുകൂടുന്നു. ഇത്തരം വൻ വാതകപിണ്ഡങ്ങൾ സ്വയം കറങ്ങുന്നതോടൊപ്പം സങ്കോചിച്ചുകൊണ്ടുമിരിക്കും. ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ദൂരം കുറയും തോറും അവതമ്മിലുള്ള ആകർഷണബലം വർദ്ധിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കും. അതിനനുസരിച്ച് മർദ്ദവും, ഊഷ്മാവും, സാന്ദ്രതയും വർദ്ധിക്കും ഊഷ്മാവ് ഒന്നരക്കോടി കെൽ‌വിൻ എന്ന പരിധി കടക്കുമ്പോൾ ഹൈഡ്രജൻ അണുസംയോജനം(Nuclear fusion) എന്ന പ്രക്രിയക്ക് തുടക്കമാവും. 

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടത്തിനു നക്ഷത്രകദംബങ്ങൾ എന്നു വിളിക്കുന്നു. മഹാവിസ്ഫോടനത്തിനു ശേഷം 5 ലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്കു ശേഷമാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ ആദ്യം രൂപം കൊണ്ടത്. പിന്നീട് 200 കോടി യോളം വർഷങ്ങൾ കൂടി കഴിഞ്ഞാണ് ആദ്യ ഗാലക്സികൾ ഉണ്ടായത്.

ഭ്രമണം
ജനനവും പരിണാമവും
ചന്ദ്രശേഖർസീമയിലും കുറവുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ
ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ