Het expanderende jonge heelal is gevuld met grote hoeveelheden waterstofgas dat hier en daar onder hun eigen gewicht ineen beginnen te storten (1,0*1015 zonsmassa's en groter). Op veel plaatsen ontstaan accretieschijven wanneer het waterstofgas zich verder verdicht. Deze accretieschijven worden waremer en warmer door de wrijving van de snel roterende wolken gas.
Dan, ongeveer een miljard jaar na de Big Bang bereikt deze temperatuur dusdanige hoogtes dat er kernfusie in de kern van de wolken ontstaat. De eerste sterren zijn ontstaan.
De vorming van sterren gebeurt op grote schaal en
de gemiddelde afstand van de jonge sterren is relatief klein. Het zijn
grote sterren die snel en fel branden. Door onderlinge zwaartekracht komen
deze sterren nog dichter op elkaar te staan waardoor bolvormige sterrenhopen
ontstaan van duizenden en tienduizenden sterren of meer. Om de bolvormige
sterhopen verzameld zich grote wolken waterstofgas, gevangen in het zwaartekrachtgebied.
Door de enorme stralingsdruk van de sterhopen kunnen de wolken echter
niet instorten om nog meer sterren te vormen.
De sterren in de bolhopen verdichten zich verder en verder waardoor ze
ten slotte de gelegenheid krijgen elkaars materie aan te trekken. Op een
bepaald punt aangekomen zijn deze sterren niet meer als afzonderlijk te
herkennen. Er is een supermassief object gevormd; de Spinar.
Deze Spinars zijn als enorme supersterren die verschrikkelijk snel opbranden en zwaarder en zwaarder worden. Ergens tegen de twee miljard jaar na de Big Bang beginnen de eerste Spinars ineen te storten en het heelal wordt overspoeld met gigantische supernovae explosies. Hierdoor ontstaan de eerste elementen die zwaarder zijn dan ijzer. Deze supernovae explosies hebben een tweede gevolg. De tweede generatie Spinars, die nog in een jeugdstadium zitten worden beïnvloed door deze vloedgolven van materie en straling waardoor er een kettingreactie van supernovae explosies ontstaat.
De grafiek die hier afgebeeld staat is het ratio stervorming
ten opzicht van de huidige situatie. Zoals te zien is, startte de stervorming
ongeveer 1 miljard jaar na de Big Bang. Na een explosieve toename tot
een 15 maal zo grote stervorming zakt de hoeveelheid langzaam terug.
De reden van deze trend in stervorming is makkelijk te verklaren. Het
is een samenloop van de expansie van het heelal en de afname van de hoeveelheid
beschikbare waterstof. Vlak na de Stabilisatie Era was de hoeveelheid
waterstof per lichtjaar zo groot dat er veel - en zware - sterren gevormd
konden worden.
De hoeveelheid sterren die nu per tijdseenheid gevormd worden zal langzaam
verder afnemen. Pas wanneer de waterstof in het heelal volledig omgezet
is in zwaardere elementen zal het stervormingsratio afgenomen zijn tot
nul. Een duister heelal zal het resultaat zijn.
Het leven van een ster kan in drie stukken worden ingedeeld. Elk van die drie wordt gekenmerkt door eigen processen in het hart van de ster. Via het Hertzsprung-Russel diagram kan deze levensweg helemaal gevolgd worden.
Na de Era van Stervorming belanden we in de Era van Sterrenstelsels waarbij het heelal langzaam haar huidige vorm en uiterlijk krijgt.