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前主系列星（ PMS星、PMS天体とも呼ばれる）は、まだ主系列に達していない段階の星です。その初期段階では、この天体は星間塵とガスの周囲の外層から質量を獲得して成長する原始星です。原始星がこの外層を吹き飛ばした後、光学的に観測可能になり、ヘルツシュプルング・ラッセル図の星誕生線上に現れます。この時点で、星はほぼすべての質量を獲得していますが、水素燃焼（すなわち水素の核融合）はまだ開始していません。星は収縮を続け、内部温度が上昇し、ゼロ年齢主系列で水素燃焼を開始します。この収縮期間が前主系列段階です。[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]
観測された前主系列星は、質量が太陽質量の2 未満( M☉ )であればT Tauri 星、2 ～ 8 M☉であればHerbig Ae/Be 星のいずれかである。しかし、より質量の大きい星は、原始星として急速に収縮し、星周ガスに囲まれているため、前主系列段階が観測されない場合がある。それらが見えるようになる頃には、中心部の水素はすでに核融合しており、主系列星となっている。[ 5 ]大型屈折望遠鏡の発明により、原始星や前主系列星を含む大質量YSO の研究が可能になった。 [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]
PMS天体のエネルギー源は、主系列星の水素燃焼とは対照的に、重力収縮と重水素核融合である。 [ 9 ]ヘルツシュプルング・ラッセル図では、0.5 M☉を超える前主系列星は、まず原始星として林トラックに沿って垂直下方に移動し、次にヘニートラックに沿って左方向と水平方向に移動して、最終的に主系列で停止する。[ 10 ] [ 11 ] 0.5 M☉未満の前主系列星は、進化の全期間にわたって林トラックに沿って垂直に収縮する。
PMS星は、恒星スペクトルを用いて表面重力を測定することで、経験的に主系列星と区別することができます。PMS天体は、同じ恒星質量を持つ主系列星よりも半径が大きいため、表面重力は小さくなります。PMS天体は光学的に観測可能ですが、収縮期間が水素核融合の寿命のわずか1パーセントであるため、主系列星に比べて稀です。PMS段階の初期には、ほとんどの恒星に惑星形成の場となる周星円盤が存在します。