Evet, yıldızların yaşam evreleri kütleleri ile doğrudan ilişkilidir. Bir yıldızın kütle ne kadar yüksekse, genellikle yaşamı da o kadar kısa olur. Kütle, yıldızın içindeki termonükleer reaksiyonların ne kadar hızlı gerçekleşeceğini belirler. Yüksek kütleli yıldızlar daha fazla kütleçekimsel çekime maruz kalır ve dolayısıyla içlerindeki basınç ve sıcaklık da yüksektir. Bu durum da hızlı bir şekilde yakıtlarını tüketmelerine ve daha kısa ömürlü olmalarına neden olur.

Bir yıldızın evrimini belirleyen en önemli özellik genellikle kütlesidir. Yıldızın kütlesi, içindeki termonükleer reaksiyon hızını, basıncı, sıcaklığı ve dolayısıyla evrimini belirler. Farklı kütlelerdeki yıldızlar farklı evrimsel süreçlerden geçerler ve farklı şekillerde evrimleşirler.

Yıldızların evrim aşamaları genellikle beş ana aşamada incelenir. Bunlar; Yıldız Evrimi I: Bir Yıldız Doğuyor, Yıldız Evrimi II: Güneş ve Benzerlerinin Sonu, Yıldız Evrimi III: Devlerin Çöküşü, Yıldız Evrimi IV: Patlamadan Sonra Yaşam ve Yıldız Evrimi V: Karanlık Son şeklinde sıralanır. Her aşama farklı evrimsel özellikler gösterir ve yıldızın yaşam döngüsünü şekillendirir.

Bir yıldızın ömrü genellikle kütle ile doğrudan ilişkilidir. Daha yüksek kütleli yıldızlar genellikle daha kısa ömre sahipken, daha düşük kütleli yıldızlar çok daha uzun süre yaşayabilirler. Örneğin, Güneş'in ömrü yaklaşık 10 milyar yıldır, ancak kütleleri Güneş'ten çok daha fazla olan yıldızlar çok daha kısa ömre sahip olabilirler.

Yıldızların yaşam süreleri genellikle kütleleri ile ters orantılıdır. Küçük kütleli yıldızlar genellikle uzun ömre sahiptirler ve evrimlerini kızıl dev veya beyaz cüce aşamalarında tamamlarlar. Büyük kütleli yıldızlar ise genellikle süpernova patlamasıyla sonlanarak kara delik veya nötron yıldızına dönüşürler.

Yıldızların başlangıç kütlesi birçok özelliğini belirler. Bu özellikler arasında yıldızın parlaklığı, büyüklüğü, evrimi, yaşam süresi ve sonu da bulunur. Yıldız ne kadar büyükse, genellikle yaşam süresi de o kadar kısadır.

Yıldızları oluşturan temel madde genellikle hidrojen ve helyum gibi hafif elementlerdir. Yıldızlar genellikle moleküler bulutlardan oluşurlar ve bu bulutlar genellikle hidrojen ve helyumun yanı sıra daha ağır elementlerden de oluşabilirler.

Yıldızların oluşum süreci genellikle moleküler bulutlardaki kütle çekimsel kararsızlıkla başlar. Bu kararsızlık genellikle bir süpernovanın veya iki gökadanın çarpışmasının tetiklediği şok dalgaları ile oluşur.

Yıldızların yaşam süreleri genellikle başlangıçtaki kütlelerine bağlıdır. Yıldızlar, uzayda bulunan maddenin kütle çekimi etkisi altında bir araya gelerek oluşurlar ve bu kütle genellikle yıldızın gelecekteki evrimini ve sonunu belirler.

Yıldızın kütlesi arttıkça sıcaklığı genellikle artar. Yıldızın içindeki yoğunluk arttıkça kütleçekimsel enerji ısıya dönüşür ve sıcaklık yükselir. Bu durum daha büyük kütleli yıldızların genellikle daha yüksek sıcaklıklara sahip olmalarına neden olabilir.