Hơn 200 ngôi sao mới trong tinh vân NGC 604, thiên hà M33

Quá trình co hấp dẫn tiếp tục diễn ra với vận tốc rơi tự do trong các tiền sao, gọi là quá trình rơi tự do. Quá trình co lại diễn ra trong điều kiện đẳng nhiệt và bức xạ hồng ngoại của chính tiền sao xuyên thấu qua tiền sao, nhờ đó năng lượng hấp dẫn được giải phóng phát ra bức xạ ở bước sóng 28 μm. Tại vùng trung tâm của tiền sao, chuyển động rơi của các hạt xảy ra nhanh hơn, nhờ đó một nhân đặc của tiền sao sớm được hình thành và bức xạ hồng ngoại không thể xuyên thấu qua nó. Điều này dẫn đến sự tăng nhiệt độ nhân của tiền sao lên rất cao, đi cùng với sự tăng áp suất bên trong và vận tốc quá trình co lại giảm đột ngột. Vật chất từ vùng vỏ bụi và khí rất lớn rơi lên nhân, gây nên các sóng chấn động. Khi các sóng chấn động này xuyên qua bề mặt của tiền sao, nó làm tăng đột ngột độ sáng của tiền sao, hiện tượng này gọi là sự bùng phát hồng ngoại. Bằng phân tích lý thuyết các giai đoạn phát triển này của tiền sao vào năm 1961, Chushiro Hayashi đã chứng minh rằng, các dòng nhiệt lượng đối lưu chuyển động từ vùng trung tâm lên bề mặt đã tạo nên bức xạ của tiền sao. Sự cân bằng giữa đối lưu và bức xạ đòi hỏi nhiệt độ của tiền sao ở khoảng 2500 K. Nhiệt độ này không phụ thuộc vào cường độ sáng và phụ thuộc rất ít đến khối lượng của tiền sao, vì thế trong giai đoạn này (giai đoạn Hayashi) nhiệt độ tiền sao không thay đổi.

Khi quá trình co hấp dẫn tiếp tục diễn ra, vì chất khí tiếp tục được bồi đắp lên nhân tiền sao, kích thước của nó nhỏ lại làm cường độ sáng giảm đi.

• Nếu khối lượng (hay cường độ sáng) của tiền sao quá nhỏ, nhân của nó, bằng quá trình bồi đắp sẽ hút hết chất bụi khí từ vùng vỏ và các phần dư thừa còn lại trong vật chất tạo nên tiền sao.
• Nếu khối lượng (ứng với cường độ sáng) của tiền tinh đủ lớn, phần lớn vật chất từ vỏ chất khí bị gió sao của tiền sao đẩy đi mất vào khoảng không vũ trụ với vận tốc vài trăm kilômét một giờ.

Gió sao ngăn cản sự tiếp tục tăng trưởng khối lượng nhân của tiền sao và suy cho cùng là khối lượng của tiền sao. Điều này giải thích vì sao khối lượng cực đại của các sao quan sát được có giá trị ở khoảng 60 khối lượng Mặt Trời[4]. Sau thời gian khoảng 104-105 năm, gió sao sẽ khuếch tán mất đi toàn bộ vật chất bao quanh sao, sau đó tiền sao, mà trước đó bị vật chất này che khuất một phần hay hoàn toàn chìm khuất trong đám vật chất này, trở thành một thiên thể có thể quan sát được[4].

L/L Cường độ sáng, tính theo đơn vị cường độ sáng Mặt Trời; S Mặt Trời; K Nhiệt độ bề mặt (K); HL Các đường Hyashi; MS dãy chính, nơi bắt đầu phản ứng nhiệt hạch trong các sao mới; M Khối lượng Mặt Trời.

Các tiền sao trong giai đoạn Hayashi nằm bên phải của biểu đồ biểu đồ Hertzsprung-Russell, khi cường độ sáng của sao giảm đi, vị trí các tiền sao khối lượng nhỏ tụt xuống theo các đường Hayahi theo hướng thẳng đứng. Trong giai đoạn tiếp theo, các tiền sao chuyển dịch sang trái, tiến gần đến dãy chính theo hướng nằm ngang, với cường độ sáng không đổi. Sự chuyển thể từ tiền sao thành sao phụ thuộc vào tốc độ của quá trình loại trừ vật chất đặc che ánh sáng bao quanh sao. Trong các vùng này trên dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell có các vật thể Herbig-Haro, các sao Herbig phát quang, các sao biến đổi kiểu T Tauri và sao biến đổi kiểu YY Orionis, các sao hồng ngoại, sao kiểu R Monocerotis v.v. Ngay sau khi nhân tiền sao đạt được nhiệt độ vài triệu K, các phản ứng hạt nhân đầu tiên bắt đầu xảy ra, tiêu thụ Hiđrô nặng, Liti, Berili và Bo. Khi đạt đến dãy chính, nhiệt độ đạt đến khoảng 106 K, tiền sao bắt đầu phản ứng đốt cháy Hydrô. Quá trình co của tiền sao dừng lại, nhiệt độ và cường độ sáng trở nên ổn định, ngôi sao bình thường từ tiền sao đã được hoàn thành và nằm lại lâu dài trên dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell.

Tuy nhiên chỉ các tiền sao với khối lượng lớn hơn 0,085 M mới đến được vị trí của dãy chính. Các tiền sao có khối lượng nhỏ hơn không gây được trong nhân nhiệt độ đủ lớn để khởi đầu các phản ứng nhiệt hạch. Các thiên thể nhỏ này tiếp tục quá trình co hấp dẫn cho đến khi đạt đến trạng thái chất khí thoái hóa (tiếng Anh: degenerate gases), chúng không đạt đến dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell và trở thành các sao lùn nâu. Các thiên thể có khối lượng còn nhỏ hơn có thể trở thành các hành tinh.

Một trong các nhân tố rất quan trọng trong quá trình phát triển các tiền sao là chuyển động xoay của nó. Chuyển động này là nhân tố quyết định ngôi sao sẽ trở thành hệ đa sao, hoặc sao có hành tinh hay một ngôi sao đơn lẻ. Giai đoạn co hấp dẫn trong quá trình phát triển tiền sao theo lý thuyết co Helmholtz xảy ra trong một thời gian khá ngắn, các tiền sao có khối lượng như Mặt Trời được hình thành sau khoảng 50 triệu năm, các tiền sao với khối lượng 10 M diễn ra trong khoảng 100.000 năm.