A csillagkeletkezés az egyik legkomplexebb és legnehezebben megfigyelhető folyamat, amit a csillagászat tanulmányoz. A folyamatban egy megfelelően sűrű molekulafelhőből a gravitációs összehúzódás létrehoz egy csillagot, amelyben a körülmények megfeleőek ahhoz, hogy a csillag belsejében meginduljon a hidrogén fúziója, és a csillag megkezdhesse fősorozati életét. A folyamat nemcsak a csillagot magát hozza létre, hanem jelentősen átalakítja a csillag környezetét, akár kis-, akár nagytömegű csillagról legyen szó.

A Tejútrendszerben a csillagkeletkezés nagyrésze (legalábbis az újonan keletkezett csillagok össztömegét tekintve) óriás molekulafelhőkben történik. Ennek legismertebb példája az Orion-molekulafelhő, az egyik legaktívabb csillagkeletkezési terület, amelyben számtalan kisebb tömegű csillag mellett számos nagytömegű O csillag keletkezik ma is. Az óriás molekulafelhők mellett jelentős számban produkálnak csillagokat bizonyos sötét felhő komplexumok is, mint pl. a Taurus-Auriga komplexum. A Taurus-Auriga vidéken, az Orionnal ellentétben alig találunk nagyobb tömegű csillagokat. Ez a megfigyelési tény azt mutatja, hogy jelentős különbség lehet abban, hogy az egyes csillagkeletkezési területek milyen csillagok keletkezésére alkalmasak. Az Orion és a Taurus-Auriga a vidékek a maguk nemében a legközelebbi nagy- illetve kistömegű csillagkeletkezési területek, ~400pc illetve ~140pc távolságban a Naptól. A csillagkeletkezési területek léte azt is mutatja, hogy a csillagkeletkezés nem magányos folyamat, csillagok szinte mindig csoportosan, ún. asszociációkban keletkeznek. Bár bizonyos galaktikus léptékű folyamatokban nagy a jelentősége a csillagok csoportokban való születésének, az egyes csillagok élete a molekulafelhő összehúzódásától kezdve általában mégis olyan folyamat, amely a környezetétől viszonylag elkülönülten vizsgálható.

Protocsillagok

A csillagkeletkezés első fázisában a szülő molekulafelhőben bizonyos instabilitások hatására, megfelelő körülmények között, lértejön egy olyan sűrű mag, amely a gravitációsan már független a környezetétől. Ez a mag összehúzódik, miközben gravitációjának hatására anyag hullik rá a környező intersztelláris térből előbb gömbszimmetrikusan, majd egy anyagbefogási korongon keresztül. Amennyiben a magnak sikült elegendő tömeget összegyűjtenie a sűrűség és a hőmérséklet a magjában olyan nagy lesz, hogy megindulhatnak a fúziós reakciók (előbb a deutérium, majd a hidrogén égése). Ezzel létrejön maga a csillag, és elindul a fősorozatra való fejlődés útján.

Fiatal csillagok

A csillagok fejlődése a HRD-n a születési vonaltól a fősorozatig. A kis tömegű csillagok majdnem függőlegesen (állandó hőmérséklettel) fejlődnek (Hayasi-nyom), a nagy tömegű csillagok majdnem vízszintesen (állandó luminozitással, Henyey-nyom). A protocsillag állapot végén a csillag megjelenik a HRD-n. A születési vonaltól (azoknak a pontoknak az összessége a HRD-n, ahol csillagok megjelenhetnek) való fejlődés attól függ, hogy a csillag tömege mekkora. Kistömegű csillagok a HRD-n közel függőlegesen, azaz állandó felszíni hőmérséklet mellett feljődnek, míg a legnagyobb tömegű csillagok közel vízszintesen, azaz állandó luminozitás mellett. A kettő között (pl. egy Naphoz hasonló tömegű csillag esetében) a fejlődés első szakasza majdnem függőleges, majd egy töréspont után majdnem vízszintesen folytatódik a fősorozatig. A fősorozat felé fejlődő, de már a HRD-n látható (tehát nem beágyazott) csillagok a fősorozat előtti csillagok. Ez az állapot (bár ez erősen függ a csillag tömegétől), de legfeljebb néhány millió évig tarthat. A közepes tömegű csillagok fősorozat előtti állapotban a Herbig Ae/Be csillagok, a kistömegűek a T Tauri csillagok. A legkisebb tömegű csillagokat, amelyek nem képesek hidrogén fúzióra, barna törpéknek nevezzük.

Fiatal csillagok környezete

A nagytömegű csillagok (M>8Mo), minthogy kozmikus mércével mérve igen rövid ideig élnek, még életük vége felé is igen fiatalnak számítanak a kistömegű csillagokhoz képest. A nagytömegű csillagok vannak a legnagyobb hatással születés utáni környezetükre. Ezek körül alakulnak ki a HII zónkák és fotodisszociációs területek, és részben ezek környezetében jönnek létre a mézerek is (a lézerek természetben kialakuló, rádióhullámú megfelelői). A kis- és közepes tömegű csillagok környezetében találjuk a csillagkeletkezéshez kapcsolódó legkülönösebb és legkevésbé értett objektumokat, a csillagok körüli korongokat és nagy sebességű, szűk nyalábban haladó kiáramlásokat. A korongok a csillagok körül már a protocsillag fázisban megjelennek és még a csillag fősorozatra kerülési útán is, bár meglehetősen átalakulva korábbi önmagukhoz képest, de még százmillió évek multán is megfigyelhetők. A kiáramások jelentősen átalaktják a fiatal csillag környezetét a kiáramlás anyagának a környezettel való ütközése révén. A korong és a kiáramlás leggyakrabban egységes, kompex rendszerként jelentkezik a fiatal csillag körül. A csillag bolygórendszere a csillag körüli korongban alakul ki annak kicsit későbbi fejlődési állapotában.

Extragalaktikis csillagkeletkezés

Csillagkeletkezés természetesen nem csak a Tejútrendszerben folyik, hanem a legtöbb (elsősorban spirál és szabálytalan) extragalaxisban is. Az extragalaktikus csillagkeletkezés egyik legszembeötlőbb sajátossága a csillagontó galaxisok léte, amelyekben galaktikus skálán mérve igen koncentrált területeken óriási számban keletkeznek csillagok, a Tejútrenszerben mérhető csilagkeletkezési ütemet több nagyságrenddel meghaladva. Ez az intenzív csillagkeletkezés -- bár mai Univerzumban, a Tejútrendszer környezetében is jellemző -- sokkal inkább jellemző volt a korai és "középkorú" Univerzumra (z=1-2 körül), amely időkben az Univerzum globális csillagkeletkezési rátája jóval nagyobb volt, mint napjainkban.