Yıldız evrimi: Revizyonlar arasındaki fark

Bulut çöktükçe, [[Bart damlacığı]] adı verilen yoğun toz ve gazdan oluşan ayrık kümelenmeler oluşur. Bunların içinde 50 güneş kütlesine kadar madde bulunabilir. Yuvar çöktükçe ve yoğunluk arttıkça kütle çekimsel erke ısıya dönüşür ve sıcaklık artar. Önyıldız bulutu [[hidrostatik denge]] durumunda dengeli bir duruma yaklaştığında, bulutun merkezinde bir [[önyıldız]] oluşur.<ref>{{Web kaynağı | url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | başlık = Slow Contraction of Protostellar Cloud | erişimtarihi = 5 Eylül 2006 | ilk = Courtney | son = Seligman | arşivurl = https://web.archive.org/web/20120730100424/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm | arşivtarihi = 30 Temmuz 2012 | ölüurl = yes }}</ref> Bu ana dizianakol öncesi yıldızlar genelde bir öngezegen diskiyle çevrelenmiştir. Kütle çekimsel büzülme dönemi 10–15 milyon yıl kadar sürer.

Yıldızlar yaşam sürelerinin %90’ında çekirdek yakınında yüksek sıcaklık ve yüksek basınçlı çekirdek kaynaşması tepkimeleriyle hidrojeni helyuma çevirir. Bu tür yıldızların [[ana dizi|anakol]]de olduğu söylenir ve cüce yıldız diye adlandırılırlar. Ana dizininanakolnin başlangıcından itibaren yıldız çekirdeğindeki helyum oranı düzenli olarak artar ve dolayısıyla da çekirdekteki çekirdek kaynaşması tepkimesini istenen hızda tutabilmek için yıldızın sıcaklığı ve parlaklığı yavaşça artacaktır.<ref>{{Dergi kaynağı| yazar=J. G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross | başlık=Stellar evolution from the zero-age main sequence | dergi=Astrophysical Journal Supplement Series | yıl=1979 | cilt=40 | sayfalar=733-791 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M }}</ref> Örneğin yaklaşık 4,6 milyar yıl önce ana diziyeanakolye giren Güneş’in o zamandan beri parlaklığının %40 arttığı tahmin edilmektedir.<ref>{{Dergi kaynağı| son=Sackmann| ilk=I.-Juliana| yardımcıyazarlar=Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer | yıl=1993| ay=11| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ...418..457S | başlık=Our Sun. III. Present and Future| dergi=Astrophysical Journal| cilt=418| sayfalar=457}}</ref>

Her yıldız sürekli olarak gazın uzaya akmasına neden olan bir [[yıldız rüzgârı]] üretir. Yıldızların çoğu için kaybedilen kütle miktarı kayda değer değildir. Güneş her yıl 10⁻¹⁴ güneş kütlesi kadar <ref>{{Dergi kaynağı| yazar=B. E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky | başlık=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity | dergi=The Astrophysical Journal | yıl=2002 | cilt=574 | sayfalar=412-425 | url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/dergi/issues/ApJ/v574n1/55336/55336.text.html }}</ref> ya da tüm hayatı boyunca kütlesinin %0,01’i kadar bir kütle kaybeder. Ancak çok büyük yıldızlar gelişimlerini önemli derecede etkileyecek olan 10⁻⁷ ile 10⁻⁵ güneş kütlesi arasında madde kaybeder.<ref>{{Dergi kaynağı| yazar=C. de Loore, J. P. de Greve, H. J. G. L. M. Lamers | başlık=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind | dergi=Astronomy and Astrophysics | yıl=1977 | cilt=61 | basım=2 | sayfalar=251-259 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..251D }}</ref> 50 güneş kütlesinden daha büyük bir kütle ile başlayan yıldızlar ana dizideanakolde kaldıkları sürece toplam kütlelerinin yarısını kaybedebilir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727 | başlık = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun | erişimtarihi = 7 Eylül 2006 | yayımcı = Royal Greenwich Observatory | arşivurl = https://web.archive.org/web/20070930015551/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727 | arşivtarihi = 30 Eylül 2007 | ölüurl = yes }}</ref>