Il s'agit d'une période très courte par rapport à toute la vie de la star, qui représente environ 10 milliards d'années. Au cours de cette étape, la protostar rassemble toujours la masse du nuage environnant et le chauffage en raison de la contraction gravitationnelle. Une fois que le noyau devient assez chaud et dense pour commencer la fusion nucléaire, l'étoile entre dans la phase de séquence principale.