Estrella fulgurante
Una estrella fulgurante es una estrella poco luminosa de la secuencia principal que despide llamaradas y sufre aumentos bruscos e impredecibles en su brillo, de unos minutos a unas pocas horas de duración. Este incremento tiene lugar en todo el espectro electromagnético, desde rayos X a ondas de radio.
Hipótesis nebular
En la siguiente etapa el sobrante desaparece por completo, después de haber sido reunido por el disco, y la protoestrella se convierte en una estrella T Tauri clásica. Esto sucede después de aproximadamente 1 millón de años. La masa del disco alrededor de una estrella T Tauri clásica es alrededor de 1-3 % de la masa estelar, y se acreciona a un ritmo de 10 10 masas solares por año.Un par de chorros bipolares suele estar presente también.La acreción explica todas las propiedades peculiares de clásicas estrellas T Tauri: fuerte flujo en la línea de emisiones (hasta el 100 % de la intrínseca luminosidad de la estrella), actividad magnética , fotométrica variabilidad y jets.Las líneas de emisión de hecho se forman cuando el gas acretado golpea la "superficie" de la estrella, lo que sucede en torno a sus polos magnéticos. Los chorros son subproductos de acreción: llevan lejos momento angular excesivo. La etapa T Tauri clásica dura 10 millones de años. El disco finalmente desaparece debido a la acumulación en la estrella central, la formación de planetas, la expulsión por aviones y fotoevaporación por la radiación ultravioleta de la estrella central y las estrellas cercanas. Como resultado, la joven estrella se convierte en una débilmente forrada estrella T Tauri, que poco a poco, a lo largo de cientos de millones de años, se convierte en una estrella similar al Sol ordinaria.