形成されて間もない若い天体を観測的に分類するための名称。前主系列星の分類には、次式で定義される、波長2.2 μm と25 μmの赤外線波長域でのスペクトルの傾きを表す指標 $\alpha$ が用いられる。

$$\alpha = \left\langle \frac{d \log\,(\lambda F_{\lambda})}{d \log \lambda} \right\rangle_{\lambda=2.2-25\,\mu {\rm m}} $$

ここで、$F_\lambda$ は天体の波長$\lambda$ で測った放射流束で、単位波長あたりの量である（長波長の端は25 μmではなく10 μmや12 μmが使われる場合もある）。

クラスⅠ天体は、横軸 ${\rm log}\,\lambda$ 、縦軸 ${\rm log}\,\lambda F_\lambda$ のグラフで傾き$\alpha$ が正で（$\alpha$>0）、スペクトルエネルギー分布が長波長側に向かって増加する。クラスⅠ天体は、原始星段階に対応する。赤外線のエネルギー超過は、星の周りのガスからの放射の寄与によるものである。Tタウリ型星と比較して分子雲コアに深く埋もれており星間減光（$A_{\rm V}$）が数10等以上, 物質降着が活発で、双極分子流などの質量放出現象も普遍的に見られる。クラスⅡ天体は、スペクトルエネルギー分布が平坦か、あるいは右肩下がり （-2＜$\alpha$ <0）であるが、 星自体の黒体放射に対して、明らかな赤外線超過が見られる。これはもっぱら星周円盤からの放射の寄与によるものである。このような星は、上記のTタウリ型星に対応する。スペクトルエネルギー分布がフラットなものはフラットスペクトルT タウリ型星とも呼ばれ、 クラスⅠ天体とクラスⅡ天体の中間的段階にあるものと考えられている。クラスⅢ天体は、スペクトルエネルギー分布が右肩下がり（$\alpha$ <-2）で、 可視光から赤外線において、恒星の表面温度のプランクの法則で近似される。つまり、中心星の近傍にはあまり目立った星周構造は見られず、 弱輝線Tタウリ型星とも呼ばれる。クラス0天体も参照。