Las estrellas se forman en nubes densas magnetizadas. La magnetización de las nubes hace que las estrellas se formen dentro de ellas de dos maneras muy diferentes. Las estrellas con masas superiores a unas 2 veces la masa del Sol se forman a partir de una contracción gravitacional en la que el campo magnético no desempeña un papel importante. Dentro de la nube se forman nucleos protoestelares que van condensándose e incrementando su densidad. A medida que ésta aumenta lo hace la temperatura, hasta llegar a un punto en el que alcanza unos 10 millones de grados y en este momento el gas entra en fusión nuclear. La energía liberada por la fusión es lo suficientemente alta como para frenar la contracción gravitacional y el objeto se convierte en un esferoide en el que la contracción gravitacional es frenada por la presión ejercida por el gas: en una estrella. 

 Las estrellas con masas similares a la del Sol encuentran durante su formación la resistencia del campo magnético que en este caso ejerce un efecto significativo, capaz de ralentizar la contracción gravitacional. Sin embargo, el principal papel que ejerce el campo magnético está relacionado con la conservación de una magnitud física denominada el momento angular. El momento angular proporciona una medida de la rotación para una distribución de masas dada. Para un sistema aislado, como una protoestrella en formación, esta cantidad debe ser constante. Esto implica, que cuando una nube de gas se contrae para formar una estrella su velocidad de rotación debe aumentar, de igual manera que cuando una patinadora recoge los brazos sobre sí misma gira más rápido. Uno de los problemas básicos de la formación estelar, es explicar por qué las estrellas rotan, en general, a velocidades varios órdenes de magnitud inferiores a las que se esperaría de acuerdo a este principio. En la actualidad sabemos que gran parte de este momento angular queda almacenado en órbitas. Más de la mitad de las estrellas en la vecindad del Sol son estrellas binarias, y es de esperar también, que muchas estrellas a semejanza del Sol tengan discos planetarios. El campo magnético es capaz de transportar lejos de un disco protoplanetario una fracción significativa del momento angular produciendo un frenado magnético. Este transporte ocurre de manera muy eficiente durante la formación de estrellas de baja masa y se espera que controle, en algunas etapas, la velocidad con la que la estrella va acreciendo (aumentando su masa). En la actualidad se sospecha que procesos análogos ocurren en todos los sistemas astronómicos en los que se forman discos alrededor de objetos que están acreciendo (conexion disco-chorro). 

 Los objetos con masas inferiores a aproximadamente unas 0.08 veces la masa del Sol no llegan a alcanzar en su núcleo, temperaturas lo suficientemente altas como para producir la fusión nuclear, y por lo tanto no son realmente estrellas. A estos objetos se les denomina enanas marrones (ver Fig. 25). 

Figura 25: En la esquina inferior derecha de esta figura se observa un pequeño objeto: Gliese 229B, una enana marrón.