Na początku warto wyjaśnić, czym jest wiatr gwiazdowy, który lokalnie odpowiada wiatrowi słonecznemu. Jest to strumień cząstek pochodzących z zewnętrznych warstw atmosfery gwiazdy. W trakcie ewolucji gwiazdy mogą tracić masę wskutek intensywnego wiatru gwiezdnego, który na końcowym etapie ewolucji może wynosić rzędu tysięcznych części masy Słońca rocznie. Przykłady takich gwiazd to T Tauri oraz Gwiazdy Wolfa-Rayeta, które są dużymi i gorącymi gwiazdami (10-25 mas Słońca) z najszybszymi ciągłymi ubytkami masy. W gwiazdach typu G (podobnych do Słońca) zmiany masy są znikome, podczas gdy gwiazdy typu O i B mają szybkie wiatry, lecz tempo ubytku masy jest mniejsze niż jedna milionowa masy Słońca rocznie.

Ewolucja gwiazd jest złożona. Kluczowym punktem jest twierdzenie Vogta-Russela: „Każdej konfiguracji o danym składzie chemicznym i masie odpowiada jeden ściśle określony punkt na diagramie HR. Różnym masom odpowiadają różne punkty.” (Diagram HR) Skutkiem tego jest to, że gwiazda nie leżąca na ciągu głównym ma nieznane parametry, dopóki nie odtworzy swojego wcześniejszego przebiegu.

Dla gwiazd o małych masach (dominujący cykl proton-proton) wodór wypala się całkowicie, tworząc izotermiczne helowe jądro, które kurczy się i ulega degeneracji. Proces ten prowadzi do zwiększenia promienia gwiazdy. Gwiazda ewoluuje niemal równolegle na diagramie HR, aż do przekroczenia granicy Schönberga–Chandrasekhara. Następnie transport energii dominuje konwekcja, a gwiazda nie może już zmniejszyć temperatury powierzchniowej. Ewolucja kontynuuje się wzdłuż gałęzi czerwonych olbrzymów, aż do zapoczątkowania reakcji \(3\alpha\) w jądrze. Zapalenie helu przebiega gwałtownie, prowadząc do błysku helowego, po którym gwiazda ma niezdegenerowane jądro spalające hel. Gwiazdy o masach mniejszych niż około pół masy Słońca ewoluują bardzo wolno i pozostają na ciągu głównym przez długi czas, a ich dalsza ewolucja nie jest znacząca.

Przechodząc do odpowiedzi na pytanie, nie posiadam informacji na temat źródła z którego Pan korzystał. Postaram się jednak, na podstawie artykułów naukowych, podręczników i własnej wiedzy, przybliżyć tę kwestię. W poprzednim akapicie podzieliłem gwiazdy na te o masie większej i mniejszej niż 1,5 masy Słońca. W późniejszych fazach ewolucji, ze względu na złożoność procesu, konieczne jest uwzględnienie innych przedziałów masowych.

1. $M<M_\odot$. Dokładne obliczenia modelowe pokazują, że podczas ewolucji wzdłuż gałęzi czerwonych olbrzymów zdegenerowane jądro helowe utrzymuje pozostałą część gwiazdy, a jego kontrakcja zachodzi powoli. Towarzyszy temu wydzielanie energii i ekspansja chłodnej otoczki konwektywnej, co prowadzi gwiazdę do obszaru czerwonych nadolbrzymów. Otoczka ochładza się, powodując rekombinację wodoru i wzrost jasności \(L\). Wzrost jasności zwiększa gradient temperatury, co prowadzi do wzrostu promienia, który nie może jednak rosnąć nieograniczenie. Proces utraty otoczek przez czerwone olbrzymy powoduje powstawanie mgławic planetarnych. Obserwujemy około 1000 mgławic, co sugeruje, że wiele gwiazd przechodzi przez tę fazę. Statystycznie liczba gwiazd o małych masach w Galaktyce odpowiada liczbie obserwowanych mgławic planetarnych. Utrata warstw zewnętrznych odsłania obszary bliskie jądra gwiazdy, co prowadzi do wysokiej temperatury efektywnej i małych rozmiarów centralnej gwiazdy mgławicy planetarnej. Po odrzuceniu mgławic planetarnych, gwiazdy promieniują z taką samą mocą \(L\) jak wcześniej, z jasnościami takimi jak czerwone olbrzymy o promieniach około 100 promieni Słońca.
2. $0,8 M_\odot \sim< M \sim< 3 M_\odot$. Gwiazdy, których zdegenerowane jądra nie są w stanie utrzymać pozostałej materii, przechodzą przez błysk helowy. Energia z błysku usuwa degenerację elektronów, zwiększa rozmiary jądra, obniża jego temperaturę i zmniejsza tempo reakcji \(3\alpha\). Zmniejszenie wewnętrznej jasności redukuje gradient temperatury i ciśnienia, powodując kurczenie się zewnętrznych warstw gwiazdy. Gwiazda osiąga nową równowagę: niezdegenerowane jądro przetwarza hel w węgiel, a warstwa wokół jądra – wodór w hel. Ewolucja na gałęzi horyzontalnej przebiega w skali czasu reakcji helu w węgiel. W centrum tworzy się izotermiczne jądro węglowe, gdzie reakcje jądrowe w końcu wygasną, powodując skurczenie jądra i rozszerzenie zewnętrznych warstw, co prowadzi gwiazdę ku gałęzi asymptotycznej. Jądro węglowe degeneruje się, a konwektywna otoczka rośnie. W zdegenerowanym jądrze temperatura nie wzrasta wystarczająco, by zapoczątkować reakcje przemiany węgla w cięższe pierwiastki. W takich warunkach dochodzi do odrzucenia otoczki i utworzenia mgławicy planetarnej z jądrem węglowym.
3. $3 M_\odot \sim< M \sim< 10 M_\odot$. Gwiazdy wytwarzają zdegenerowane jądra węglowe, które kurczą się przy rosnącej temperaturze. Gdy temperatura osiągnie około 1 miliard K, możliwe jest zapoczątkowanie reakcji jądrowych z udziałem węgla. Ze względu na silną zależność wydajności tych reakcji od temperatury \(\sim T^{120}\), ich zapoczątkowanie może prowadzić do gwałtownego wybuchu supernowej lub mniej gwałtownego błysku węglowego, otwierającego kolejny etap ewolucji. Teoria ewolucji gwiazd nie daje jeszcze jednoznacznej odpowiedzi; przebieg błysku węglowego zależy od ilości energii unoszonej z gwiazdy przez neutrina.
4. $M \sim> 10 M_\odot$. Gwiazdy nie wytwarzają zdegenerowanych jąder i przechodzą przez stadia palenia kolejnych pierwiastków łagodnie, w miarę wzrostu temperatury wnętrza. Po wyczerpaniu wodoru reakcje przenoszą się do otoczki, a jądro kurczy się i ogrzewa dzięki energii grawitacyjnej. Po osiągnięciu odpowiedniej temperatury, zaczyna się przemiana helu w węgiel, podczas gdy reakcje wodoru w hel trwają w otoczce. W miarę wyczerpywania helu, jądro węglowe kurczy się i ogrzewa, co inicjuje przemianę węgla w tlen. Wokół jądra powstaje nowa otoczka paląca hel. Proces ten kontynuuje się aż do wytworzenia pierwiastków grupy żelaza. Gwiazda składa się z koncentrycznych warstw materii o różnym składzie chemicznym, z reakcjami syntezy jądrowej zachodzącymi na granicach tych warstw.

Zatem, podsumowując te rozważania, można zauważyć, że wiatry gwiazdowe od gwiazd ciągu głównego nie mają dużego wpływu na ewolucję gwiazd o niższej masie, takich jak Słońce.  Jednak dla bardziej masywnych gwiazd, jak gwiazdy typu O, utrata masy może wynosić nawet 50% ich masy w trakcie ciągu głównego, co znacząco wpływa na ich późniejsze etapy ewolucji. Wpływ ten jest widoczny nawet dla gwiazd o średniej masie, które staną się białymi karłami pod koniec swojego życia, a nie wybuchną jako supernowe, dzięki utracie wystarczającej ilości masy w wyniku wiatrów gwiazdowych. Zbierając to wszystko w całość można stwierdzić, że w większości przypadków powstanie wiatru gwiazdowego nie będzie znacznym mechanizmem regulującym masę gwiazdy. Dodatkowo pragnę podkreślić, że dane dotyczące mas nie są jednoznacznie określone, co może dawać różne wersje w publikacjach bądź podręcznikach. Zatem nie ryzykowałbym wysuwaniem tak jednoznacznego stwierdzenia, że masa rzędu wielkości 0,8 mas Słońca, jest potrzebna do powstania błysku helowego (jak rozumiem, pytający miał to na myśli pisząc „zapłon”), gdyż ta granica jest różnie określana.