Pod koniec swojej ewolucji gwiazdy te wyrzuciły swe fragmenty łącznie z ciężkimi pierwiastkami w ośrodek międzygwiazdowy.
Z zasady zachowania momentu pędu wynika, że zapadająca się mgławica wirowała coraz szybciej. Wraz z zagęszczaniem się materii coraz częściej dochodziło do zderzeń pomiędzy atomami a początkowa energia potencjalna grawitacji przekształcała się w ciepło. Centrum, gdzie zgromadziło się najwięcej masy, stawało się coraz cieplejsze. W ciągu około 100 000 lat na skutek grawitacji, ciśnienia gazu, pól magnetycznych i rotacji zapadająca się mgławica uległa spłaszczeniu i stała się dyskiem protoplanetarnym o średnicy około 200 j.a., a w jej centrum uformowała się gorąca i gęsta protogwiazda.
Uważa się, że w tej fazie ewolucji Słońce było gwiazdą typu T Tauri, czerpiącą energię głównie z zapadania się materii. Badania gwiazd tego typu wskazują, że często towarzyszy im protoplanetarny dysk materii o masie od 0,001 do 0,1 masy Słońca. Kosmiczny Teleskop Hubble’a pozwolił zaobserwować w regionach powstawania gwiazd w Mgławicy Oriona dyski protoplanetarne o średnicy do 1000 j.a., zazwyczaj mają one jednak rozmiar kilkuset j.a. i są stosunkowo chłodne – osiągają temperaturę do 1000 K.