而當(dāng)分子凝結(jié)在塵埃顆粒的表面后，情況就大不相同。分子被緊靠在一起，而且有人猜測分子或原子（特別是像氫一樣的輕原子）可能會自然而然地沿著顆粒表面四處移動。這樣當(dāng)分子相遇時，化學(xué)反應(yīng)就會迅速發(fā)生。所以包含十個甚至更多原子的相當(dāng)復(fù)雜的分子就可以構(gòu)成。但所有這些對天文學(xué)家而言是不可見的。這個過程很重要，因為這意味著復(fù)雜分子的產(chǎn)生是恒星形成過程的自然結(jié)果，而當(dāng)行星從剩余的殘塊中產(chǎn)生時，這些物質(zhì)已經(jīng)存在了。

與此同時，收縮還在繼續(xù)，中央核心的溫度也持續(xù)地升高。這一階段，氣團(tuán)的尺度有幾個光日，是我們太陽系大小的幾十倍。最后，密度大到氫原子能夠以足夠的能量碰撞生成氦，在相對黑暗的氣團(tuán)塊的深處，恒星已經(jīng)點亮。不過這時還無法看見它，因為被四周的塵埃遮蔽著。

這種情況一發(fā)生，周圍的氣體塵埃團(tuán)塊就迅速被加熱，變成了我們所稱的“熱核心”。這有些名不副實，所謂的熱不過是300K，就像在9月份Selsey地區(qū)（作者帕特里克位于英格蘭南部西蘇塞克斯的家）的溫度。不過冰已經(jīng)溶化，并將新形成的化合物釋放到氣體中。在那里形成了復(fù)雜分子的混合漿液，這能夠被對亞毫米波敏感的望遠(yuǎn)鏡探測到。這一階段持續(xù)不超過1萬年，以宇宙的標(biāo)準(zhǔn)看僅是一瞬間。

中年的恒星

到這時恒星已經(jīng)停止收縮，進(jìn)入所謂主星序上的穩(wěn)定的中年階段。換句話說，核心的反應(yīng)可以提供足夠的能量抗衡引力向內(nèi)的拉力，支撐恒星的外層。恒星被熾熱氣體的壓力（或者推力，如果愿意這么叫的話）和核心產(chǎn)生的輻射所支赫茲普龍-羅素圖將光度表示為溫度持。恒星如此巨大，一個單獨的光子——攜帶光能量的粒子——要從核心逃出需要花費很長的時間，對太陽而言需要100萬年。這個過程通過自然的熱平衡實現(xiàn)自動調(diào)節(jié)。如果恒星在引力作用下收縮，那么核心的溫度就會升高，核反應(yīng)就進(jìn)行得更加迅速，就會產(chǎn)生更多的能量，強(qiáng)迫恒星擴(kuò)張到原來的大小。平衡已經(jīng)達(dá)到，重力和壓力互相抵消，恒星可以自在地停留在主星序中達(dá)幾十億年。

我們從恒星在巨大的星云中形成開始，再集中描述了一顆獨立恒星的形成，這可能會造成某種誤導(dǎo)。每個活躍的恒星生成區(qū)域會同時產(chǎn)生很多恒星，而大多數(shù)在這種條件下形成的恒星將作為星團(tuán)的一員開始它的生命。一個很好的例子是在獵戶座大星云這個離我們最近的大型恒星生成區(qū)中，4顆明亮的年輕恒星組成的四重星團(tuán)。多數(shù)類日恒星會組成雙星或多星系統(tǒng)，兩顆或多顆恒星互相靠得很近，最終進(jìn)入環(huán)繞對方的軌道。這樣的系統(tǒng)可能是不穩(wěn)定的。三星系統(tǒng)通?！豢偸恰獣ㄟ^引力作用把質(zhì)量最小的成員甩出去，這個彈出速度常常很高。在星團(tuán)中也會發(fā)生類似的過程：恒星會以高速被拋出。而當(dāng)以高速離開時，它們也帶走了引力能。這種能量損失令星團(tuán)中余下的恒星在其鄰居引力的拉力下束縛得更緊，直到形成一個穩(wěn)定的星團(tuán)。盡管存在上述進(jìn)程，通常還是會造就某類多重恒星系統(tǒng)。像我們太陽這樣獨立的狀態(tài)是很少的不尋常的情況。