Medan bintang tumpat dalam buruj Sagittarius

Protobintang

Evolusi bintang bermula dengan keruntuhan graviti sebuah awan molekul gergasi (Giant molecular cloud, GMC). GMC yang tipikal berukuran 100 tahun cahaya (9.5×1014 km) lebar dan mengandungi sehingga 6,000,000 jisim suria. GMC berpecah menjadi serpihan kecil semasa ia runtuh. Di dalam setiap serpihan ini, gas yang menguncup melepaskan tenaga keupayaan graviti dalam bentuk haba. Apabila suhunya meningkat dan tekanan bertambah, sebuah serpihan itu memampat menjadi sfera gas panas super yang berputar, yang dikenali sebagai protobintang.[1]

Perkembangan lanjut bergantung pada jisim protobintang yang sedang berubah itu; dalam bahagian-bahagian berikut, jisim protobintang dibandingkan dengan jisim suria. 1 jisim suria (1 M☉) ialah lebih kurang dua nonillion (1 nonillion = 1×1030) kilogram.

M ⊙ = ( 1.98855   ±   0.00025 )   × 10 30  kg {\displaystyle M_{\odot }=(1.98855\ \pm \ 0.00025)\ \times 10^{30}{\hbox{ kg}}} [2][3]

Bintang kerdil perang dan objek subnajam

Protobintang dengan jisim kurang daripada lingkungan 0.08 jisim suria (1.6×1029 kg) tidak mencapai suhu yang cukup tinggi yang diperlukan untuk lakuran nuklear hidrogen. Objek-objek ini dikenali sebagai bintang kerdil perang. Definisi bintang kerdil perang Kesatuan Astronomi Antarabangsa (International Astronomical Union, IAU) ialah bintang yang mempunyai jisim mencukupi bagi melakur deuterium dalam hayat bintang tersebut (13 jisim Musytari, 2.5 × 1028 kg, atau 0.0125 jisim suria). Objek yang kecil daripada 13 jisim Musytari digolongkan sebagai planet.[4] Kedua-dua jenis bintang ini, sama ada jenis yang membakar deuterium atau tidak, mempunyai sinaran malap dan mati perlahan-lahan, beransur-ansur menjadi sejuk dalam tempoh berjuta-juta tahun.

Lakuran hidrogen

Bagi protobintang masif pula, suhu teras akan mencapai 10 juta kelvin (1 kelvin [K] = 1 [°C] + 273.15). Suhu ini dapat memulakan tindak balas rantai proton–proton dan membolehkan hidrogen melakur, mula-mula kepada deuterium, dan kemudiannya kepada helium. Kitaran karbon-nitrogen-oksigen (CNO Cycle) menjadi penyumbang penjanaan tenaga bagi bintang yang jisimnya sedikit melebihi 1 jisim suria (1 M☉ atau 2×1030 kg). Permulaan lakuran nuklear membawa kepada keseimbangan hidrostatik, di mana tenaga lepasan teras mengenakan "tekanan sinaran" yang mengimbang berat jirim bintang, dan dengan itu menghalang keruntuhan lanjut akibat tindakan graviti daripada berlaku. Jadi, dengan cara ini bintang berubah dengan pantas kepada keadaan stabil dan bermulalah fasa jujukan utama evolusinya.

Struktur dalaman bintang zon perolakan jujukan utama, dengan kitaran (anak panah) dan zon menyinar (kilasan merah). Di kiri gambar rajah dipaparkan kerdil merah jisim rendah, di tengah kerdil kuning jisim sederhana dan di kanan bintang biru-putih jujukan utama jisim tinggi

Sebuah bintang baharu akan berada di titik khusus jujukan utama pada gambar rajah Hertzsprung-Russell atau Hertzsprung-Russell diagram (jenis spektrum bergantung pada jisim bintang). Bintang kerdil merah yang kecil, berjisim rendah dan relatif sejuk melakur hidrogen dengan perlahan dan akan berada di jujukan buat tempoh beratus bilion tahun atau lebih, sementara bintang super-raksasa yang amat besar dan panas akan meninggalakn jujukan utama selepas hanya beberapa juta tahun. Bintang saiz sederhana, seperti Matahari, akan berada di jujukan utama buat lebih kurang 10 bilion tahun. Difikirkan Suria sekarang sedang berada di pertengahan jangka hayatnya dan oleh sebab itu ia kini berada di jujukan utama.