La première étape de ce processus consiste pour le nuage moléculaire à devenir suffisamment dense pour s’effondrer sous l’effet de sa propre gravité. Cela se produit lorsque le nuage atteint une densité critique, qui est d'environ 10^(-21) grammes par centimètre cube. Une fois que le nuage atteint cette densité critique, il commence à s’effondrer vers l’intérieur.
À mesure que le nuage s’effondre, il se fragmente en amas de plus en plus petits. En effet, la densité du nuage n’est pas uniforme et les parties les plus denses du nuage s’effondrent plus rapidement que les parties les moins denses. Les amas ainsi formés sont appelés protoétoiles.
Les protoétoiles continuent de s’effondrer et de croître jusqu’à atteindre un point où elles ne peuvent plus accumuler de matière. Cela se produit lorsque la pression au centre de la protoétoile devient si grande qu'elle arrête la chute de gaz et de poussière. À ce stade, la protoétoile est dite en équilibre hydrostatique.
Lorsqu’une protoétoile atteint l’équilibre hydrostatique, elle est considérée comme une étoile. Si la protoétoile est encore suffisamment petite, elle ne deviendra pas le noyau d’une planète plus grande mais finira par devenir une planète voyou. Cependant, si la protoétoile est suffisamment grande, elle continuera à accumuler de la matière jusqu’à former une planète géante avec plusieurs lunes.
À mesure que le système stellaire évolue, de la matière supplémentaire qui ne fait pas partie des planètes s'accumule dans les anneaux planétaires tandis que des objets plus petits tels que des astéroïdes, des météores et des comètes peuplent les ceintures d'astéroïdes et de Kuiper qui résident entre les systèmes planétaires.
