主序前星，又稱前主序星或前主序天體（英語：Pre-main-sequence star）是尚未成為主序星的恆星。它可以是金牛T星或獵戶FU型變星（質量小於2太陽質量），或是赫比格Ae/Be星（2至8太陽質量）。[1][2][3]在恆星越過恆星誕生線前，這些主序前星稱為原恆星，並通常有緻密的星際物質構成的包層環繞。在結束原恆星階段後，恆星繼續收縮，直至內部氫元素開始燃燒，此時結束主序前星階段，進入零齡主序。[4]
這些天體的能量來自於引力收縮（相對於主序星的氫融合）。在赫羅圖，主序帶前階段，質量在0.5太陽質量以上的恆星，將先沿着林軌跡（幾乎垂直向下），然後沿着亨耶跡（幾乎水平向左的朝向主序帶）移動。[5]
通過光譜的測量和對溫度與重力間的交互作用，主序前星能夠從主序星中分辨出來。同等質量的前主序星的半徑比主序星更大，因此表面引力更低。
在周圍的物質都落入中心的恆星之前，它都被視為原恆星。當周圍的氣體和塵粒消散，吸積的過程停止，這顆恆星才能成為主序前星。
當主序前星越過恆星誕生線之後，便能在可見光下被觀測到，而主序前星階段維持的時間在恆星的生命中低於1%（對比下，恆星生命大約有80%在主序帶上）。在此之前，這些主序前星稱為原恆星。
一般相信在這個階段的恆星有密集的星周盤，也是行星可能形成的場所。
參考資料
Wikiwand in your browser!
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
