промінювання відбувається, в основному, через гравітаційного стиснення. Поки гідростатичний рівновагу ще не встановлено, світність зірки убуває при незмінній ефективної температурі. На діаграмі Герцшпрунга-Рассела такі зірки формують майже вертикальний трек, званий треком Хаяши. В міру уповільнення стиснення молода зірка наближається до головної послідовності. Об'єкти такого типу асоціюються з зірками типу T Тельця. p align="justify"> У цей час у зірок масою більше 0,8 мас Сонця ядро ​​стає прозорим для випромінювання, і променистий перенесення енергії в ядрі стає переважаючим, оскільки конвекція все більше утруднюється все більшим ущільненням речовини, у зовнішніх же шарах превалює конвективний перенесення енергії.
Про те, якими характеристиками в момент потрапляння на головну послідовність володіють зірки меншої маси, достовірно невідомо, так як час перебування цих зірок в розряді молодих перевищує вік Всесвіту. Всі уявлення про еволюцію цих зірок базуються тільки на чисельних розрахунках і математичному моделюванні. p align="justify"> У міру стиснення зірки починає збільшуватися тиск виродженого електронного газу і досягши певного радіуса зірки стиск зупиняється, що призводить до зупинки подальшого зростання центральної температури, що викликається стисненням, та був і до її зниження. p align="justify"> Для зірок менше +0,0767 мас Сонця цього не відбувається: що виділяється в ході ядерних реакцій енергії ніколи не вистачить, щоб врівноважити внутрішній тиск і гравітаційне стиснення. Такі В«недозіркиВ» випромінюють енергії більше, ніж утворюється в ході ядерних реакцій, і відносяться до так званих коричневих карликів; їх доля - це постійне стиск, поки тиск виродженого газу не зупинить його, і, потім, поступове охолодження з припиненням всіх розпочатих ядернихреакцій .
Молоді зірки проміжної маси
Молоді зірки проміжної маси (від 2 до 8 маси Сонця) якісно еволюціонують точно так само, як і їх менші сестри, за тим винятком, що в них немає конвективних зон аж до головної послідовності.
Об'єкти цього типу асоціюються з т. зв. зірками Ae/BeХербіта неправильними змінними спектрального типу B-F0. У них також спостерігаються диски і біполярні джети. Швидкість витікання, світність і ефективна температура істотно більше, ніж для T Тельця, тому вони ефективно нагрівають і розсіюють залишки протозвездной хмари. p align="justify"> Молоді зірки з масою більше 8 сонячних мас
Зірки з такою масою вже мають характеристики нормальних зірок, оскільки пройшли всі проміжні стадії і змогли досягти такої швидкості ядерних реакцій, щоб вони компенсували втрати енергії на випромінювання, поки накопичувалася маса гідростатичного ядра. У цих зірок витікання маси і світність настільки великі, що не просто зупиняють коллапсірованія ще які не стали частиною зірки зовнішніх областей молекулярної хмари, але, навпаки, відштовхує ї...
