Yıldızlar büyüklüğü, yoğunluğu ve parlaklık değişir . Bir yıldızın kütlesiyıldız var olacak ve yüzey sıcaklığı ömrü boyunca ne kadar sıcak ne kadar olacağını belirler . Düşük kütleli yıldızlarevrendeki yıldızlarınçoğunluğu oluşturuyor . Protostar

Yıldızlar gaz ve toz dev moleküler bulutların içinde kümeler oluşturmak için görünür . Yerçekimi nedeniyle bu bulutlar çöküntü içerisinde alanlar , onlar bir türbülans , bir protostar denilen gazın süper – sıcak küre oluşturarak , şiddeti ısınır zaman .
Çekirdek

protostar çöküşü ve sözleşme yerçekimsel devam ettikçe , onun özünde helyum , hidrojen dönüştürmek başlar ve ömrününsonraki döngüsü , bir ana dizi yıldızı o .
ana dizisi girer yıldız

düşük kütleli yıldızın hayatının yüzde doksanı bir ana dizi yıldızı olarak harcanacak. Bu aşamada , bu meşgul helyum olarak hidrojen sigortalar. Özündesıcaklık sabit 15 milyon derece Kelvin kalacaktır . Yıllık
Red Giant

Milyarlarca sonra ,düşük kütleli ana dizi yıldızı başlar gibi özünde enerji tükendi , daha aydınlık ve renk kırmızıdır olma , genişletmeye başlar. Yaşlanma yıldız büyük olmuştur rağmen , daha az kütleye sahiptir ve dış kabuk soğumaya başladı.
Beyaz Cüce

Sonunda , daha fazla kütle olarak önümüzdeki birkaç on binlerce yıldır kayıp ,şişirilmiş kırmızı dev kalacağını , tüm karbon sıcak çekirdek olacak . Bu karbon çekirdek serin ve loş ve nükleer füzyon yoksun bir beyaz cüce , aslında bir ” ölü” yıldızı haline gelecek .