Etter hvert som kappens materiale fortsetter å falle ned på skiven, blir kappen til slutt tynn og gjennomsiktig og de unge stjerneobjektene (fra engelsk – YSO) blir observerbare, først i det fjerninfrarøde lyset og senere i det synlige. Rundt dette tidspunktet begynner protostjernen sin fusjon av deuterium. Hvis protostjernen er tilstrekkelig massiv – over 80 jupitermasseer – vil fusjon av hydrogen følge etter. Ellers, hvis massen er for lav, blir objektet til en brun dverg. Denne fødselen av en ny stjerne oppstår omtrent  år etter at kollapsen begynner. Objekter i denne fasen er kjent som klasse I-protostjerner, som også kalles unge T Tauri-stjerner, utviklede protostjerner eller unge stjerneobjekter. Ved dette tidspunktet har den dannende stjernen allerede tiltrukket seg mye av sin masse; den totale massen til skiven og den gjenværende kappen utgjør ikke mer enn 10–20 % av massen til det sentrale unge stjerneobjektet.