Per capire come nasce una stella nel 1969 R. Larson ha studiato il collasso di una nube di massa e composizione chimica analoghe a quelle del Sole, avente però l'idrogeno sotto forma molecolare.
Inizialmente Larson considerò una nube avente una temperatura uniforme di 10 ^oK, un raggio di 10 mila UA e una densità di 10^-19 g/cm³, corrispondente a 10⁴ molecole/cm³. In queste condizioni la parte centrale della nube inizia a contrarsi e la contrazione procede nel tempo sempre più rapidamente pur restando di densità uniforme al centro; contemporaneamente nelle zone esterne, dette mantello, essa diminuisce con 1/r².
Quando la temperatura centrale raggiunge i 2000 ^oK, le molecole di H si dissociano assorbendo energia, creando così le condizioni per un secondo collasso, che avviene su un nucleo interno al primo; durante tale collasso si hanno densità e temperature crescenti.
Quando nel centro della nube iniziale la temperatura è dell'ordine del milione di gradi kelvin si innescano le prime reazioni termonucleari, che fanno aumentare la pressione del nucleo bloccando definitivamente il collasso.

Esiste una massa critica di 0.075 masse solari al di sotto della quale la degenerazione del materiale al centro impedisce che la temperatura raggiunga gli 8 milioni di gradi necessari per l'innesco della reazione protone-protone. In questo caso la stella non arriva mai alla sequenza principale e muore come nana bruna.