קדם-כוכב
שלבי התפתחות > ספיחה של מעטפת רחבה על פני הגרעין

אחר היווצרות הגרעין, המעטפת החיצונית של קדם-הכוכב ממשיכה בנפילתה החופשית אל כיוון מרכז הכובד ומתנגשת בגרעין במהירות של כ- 1{\frac {km}{sec}}. כתוצאה מהתנגשות זו נוצר גל הדף וטמפרטורת הגרעין עולה.
בהמשך, הכיווץ האיטי של קדם-הכוכב ממשיך לחמם אותו, מכיוון שמנגנון הקירור הקוונטי כבר אינו יעיל. כיווץ הגרעין נמשך עד להגעה לטמפרטורה של 2000K - טמפרטורה בה מתחיל פירוק קשרי המימן המולקולרי ובעקבותיו היינון של האטומים. תהליכים אלו, הדורשים אנרגיה רבה וצורכים אנרגיה תרמית, עוצרים את עליית טמפרטורת הגרעין. כתוצאה משינויים אלו, גרעין הקדם-כוכב יוצא משיווי משקל ומתחיל להתכווץ במהירות ולהתחמם. הליך זה נמשך עד להגעה לשיווי משקל חדש, ותוצאתו הוא גרעין חדש - פלזמטי ולא גזי כשהיה לפני כן.
עבור הפרמטרים שצוינו קודם - ענן בעל מסת שמש אחת - מתקבל גרעין בעל מסה של  0.015M_{sun}, רדיוס של כ- R=1.3R_{sun} וטמפרטורה של  20,000K, כלומר גרעין צפוף וחם. התחממות הקדם-כוכב בשלב זה מאטה בצורה ניכרת את מהירות התכווצות המעטפת, אך מהירות הנפילה של החומר אל הגרעין עולה אף היא ומוערכת בסדרי גדול של  15{\frac {km}{sec}}. הטמפרטורה בליבת הקדם-כוכב ממשיכה לעלות והקרנתה לא מספיקה לסלק את האנרגיה החוצה מן הליבה. בשלב זה הסעת חום (קונבקציה) הופכת למשמעותית, והחומר בליבת הקדם-כוכב מתחיל לנוע מאזור המרכז החם יותר לעבר פני הקדם-כוכב, בהם הלחץ נמוך משמעותית. מאחר שמהירות התנועה של האזורים החמים גבוהה בהרבה ממהירות הולכת החום, אזורים אלו מתרחבים בעת העלייה בתהליך אדיאבטי למדי - כלומר, כמעט בלא העברת חום לסביבה. במנגנון זה, הליכי התפלגות הטמפרטורה, הלחץ והצפיפות כולם אדיאבטיים בקירוב.
שלב ספיחת המעטפת בקדם-כוכב מתאפיין בין היתר בירידת צפיפות הענן עם ההתרחקות מן המרכז. הכבידה משחקת תפקיד מרכזי בהתרחשות זו, מאחר שהכיווץ נעשה בנפילה חופשית בקירוב. הזמן האופייני לנפילה חופשית,  t_{ff}, עולה עם הירידה בצפיפות, ולכן האזורים הפנימיים מתכווצים מהר יותר מהאזורים החיצוניים. כתוצאה מכך, פילוג הצפיפות הולך ונהיה פחות ופחות אחיד עם הזמן.
תהליך זה נמשך עד שכל המעטפת מסופחת לגרעין.
עבור ענן במסת שמש אחת, וצפיפות התחלתית של כ-  10^{-19}{\frac {gr}{cm^{3}}} (כלומר, צפיפות המתאימה לאי יציבות ג'ינס), משך התהליך מוערך בכמיליון שנים - כלומר, פי 3 עד 5 מזמן הנפילה החופשית -, ורדיוס הכוכב הצעיר שייווצר הוא כ-2 רדיוסי שמש. במקרה בו הצפיפות ההתחלתית גבוהה יותר, זמן הקריסה יתקצר ורדיוס הכוכב הצעיר יגדל.
גרם שמיים בשלב זה מקרין אור נראה בעצמה גבוהה ונראה לצופה מכדור הארץ כמו כוכב. ההבדל המרכזי בין קדם-כוכב בשלב זה לכוכב סדרה ראשית הוא שבליבת הקדם-כוכב לא מתרחשים תהליכי היתוך גרעיניים (כדוגמת שרשרת פרוטון-פרוטון), כי הטמפרטורה בו נמוכה מדי ועומדת על כ-  2\times 10^{5}K.
שלב זה של בהתפתחות הכוכב מתואר בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל. כוכבי T בשור וכוכבי הרביג Ae/Be הם דוגמאות לגרמי שמיים הנמצאים בשלב זה.
תחשיבי נתונים מצביעים על כך שבשלב הקונבקציה הטמפרטורה של הקדם-כוכב תלויה באופן מועט במסה, וכמעט שאינה תלויה באוֹרִיּוּת (Luminosity):  T_{eff}\sim M^{\frac {7}{31}}L^{\frac {1}{62}}. משמעות הדבר היא שעם ירידת הרדיוס, יורדת האוריות של הכוכב. בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל כוכבים צעירים כאלה מופיעים "מעל" הסדרה הראשית ו"יורדים" אליה עם הזמן. מסלול התפתחות זה מכונה "מסלול הייאשי".
כוכבים בעלי מסה קטנה מ-0.3 מסות שמש ממשיכים להיות קונבקטיביים בשלמות - כלומר, הסעת החום בהם מתרחשת לאורך כל הכוכב, גם כשמגיעים לסדרה הראשית. בכוכבים קלים, אך בעלי מסה הגדולה מ-0.3, נוצרת ליבה בה האנרגיה מועברת על ידי פליטת קרינה, דבר המעלה את טמפרטורת פני השטח. מסלול התפתחות זה מכונה "מסלול הניי" (אנגלית: Henyey track).
עבור מסת ליבה העולה על 3 מסות שמש, תגובות גרעיניות יחלו לפני ספיחת הקליפה האטומה כולה. גופים כאלה נצפו בגלאי אור אינפרה אדום ונראים כאזורי מימן מיונן המוקפים בענן קר.
לא כל הקדם-כוכבים עתידים להפוך לכוכבים. אם מסת קדם-כוכב קטנה מ-0.075 מסות שמש, הכיווץ שלו ייבלם על ידי לחץ הניוון של אלקטרוני הגז (לחץ הנובע מעקרון האיסור של פאולי) ולא ייווצרו התנאים הנדרשים להיתוך מימן. קדם-כוכב כזה יהפוך לננס חום.