Tipicamente, a maioria das estrelas se formam a partir de grandes nuvens moleculares. Quando em algum local da nuvem há uma certa densidade de moléculas massivas, essas tendem a entrar em colapso e a densidade central tende então a aumentar rapidamente, enquanto a densidade nas partes externas permanece praticamente constante. No momento em que a densidade central se tornar opaca a temperatura vai começar a subir e consequentemente aumentar a pressão, terminando enfim o colapso e alcançando um equilíbrio hidrostático; está formado então o núcleo estelar. Quando a estrela está nesse estágio de sua evolução ela é chamada de protoestrela.
Após isso as camadas externas continuam sendo acrescentadas ao núcleo e a temperatura continua a subir. Em um certo momento temperatura alcançará 2000 K e o hidrogênio vai se dissociar de sua forma molecular, usando-se para isso da energia de contração da protoestrela, acabando com o equilíbrio hidrostático e fazendo-a entrar em colapso novamente. O núcleo só vai se equilibrar novamente quando todo o hidrogênio dele estiver na forma atômica. Nesse estágio o corpo celeste ainda é denominado protoestrela.
A temperatura continuará a subir a medida em que mais matéria vai se unindo ao núcleo estelar; se não houver mais matéria nas proximidades a protoestrela pode nunca se tornar uma estrela. Normalmente em meados dos 4500 K na superfície da protoestrela a fotosfera já atingiu a superfície do núcleo em equilíbrio hidrostático. Inicia-se então a fusão nuclear. A partir desse momento a evolução da estrela vai definir seu tipo estelar.
Os rumos da evolução de uma estrela, normalmente dependem da quantidade de matéria presente no local em que a estrela está se formando. Os elementos químicos que farão parte da composição da estrela e a presença de uma ou mais estrelas companheiras são fatores secundários na definição do tipo estelar.
