前主系列星

主系列星のエネルギー源は水素の核融合反応であるのに対して、前主系列星のエネルギー源は重力収縮である。前主系列星は、スペクトル線で重力と温度の相関関係を測定することによって主系列の矮星から区別することができる。前主系列星は主系列星よりも大きな半径を持つが、密度や表面重力は小さい。前主系列星は、星の誕生線を超えた後に可視光で見えるようになる。前主系列星の段階にある期間は、恒星の生涯の1%以下である（これに対して、主系列星である期間は80%以上である）。この段階にある期間は、全ての恒星が密度の高い原始惑星系円盤を持っていると信じられている。

分子雲コアの内部で生じた不安定性や周辺で起きた超新星爆発の衝撃波の影響によって密度の高い部分が生じることで星形成が始まる。密度の高い部分は自己重力で収縮していくが、中心領域の密度が10^-10g/cm³くらいになると重力収縮に拮抗するほど圧力が十分大きくなって収縮が止まり、水素分子を主成分とする準静的な構造を持つ天体が生まれる^[4]。この天体を「第一のコア (first core) 」と呼ぶ^[4]。第一のコアの中心部分の密度増加と温度上昇は引き続き進行しており、やがて温度が2000 K程度になると水素分子が解離することによって圧力が下がるため再び急激な重力収縮を始め、最終的に1g/cm³程度の密度を持つ準静水圧平衡状態の「第二のコア (second core) 」が生まれる^[4]。観測的に通常議論される原始星に対応する天体はこの第二のコアのことである^[4]。原始星は濃いガスとダストに覆われていて、主に赤外線や電波で観測される^[5]。