Bintang terbentuk melalui pengumpulan bahan yang jatuh ke dalam protobintang daripada cakera atau sampul sirkumnajam. Bahan dalam cakera adalah lebih sejuk daripada permukaan protobintang, jadi ia memancar pada panjang gelombang cahaya yang lebih panjang menghasilkan pelepasan inframerah yang berlebihan. Apabila bahan dalam cakera habis, lebihan inframerah berkurangan. Oleh itu, YSO biasanya dikelaskan ke dalam peringkat evolusi berdasarkan cerun taburan tenaga spektrum mereka dalam inframerah pertengahan, menggunakan skema yang diperkenalkan oleh Lada (1987). Beliau mencadangkan tiga kelas (I, II dan III), berdasarkan nilai sela indeks spektrum α {\displaystyle \alpha \,} : [1]

α = d log ⁡ ( λ F λ ) d log ⁡ ( λ ) {\displaystyle \alpha ={\frac {d\log(\lambda F_{\lambda })}{d\log(\lambda )}}} .

Di sini λ {\displaystyle \lambda \,} ialah panjang gelombang, dan F λ {\displaystyle F_{\lambda }} ialah ketumpatan fluks.

α {\displaystyle \alpha \,} dikira dalam selang panjang gelombang 2.2–20 μ m {\displaystyle {\mu }m} (kawasan inframerah dekat dan pertengahan). Andre et al. (1993) menemui kelas 0: objek dengan pelepasan submilimeter yang kuat, tetapi sangat lemah pada λ < 10 μ m {\displaystyle {\lambda }<10{\mu }m} . [2] Greene et al. (1994) menambah kelas kelima sumber "spektrum rata". [3]

• Sumber kelas 0 – tidak dapat dikesan di λ < 20 μ m {\displaystyle {\lambda }<20{\mu }m}
• Sumber kelas I ada α > 0.3 {\displaystyle {\alpha }>0.3}
• Sumber spektrum rata mempunyai 0.3 > α > − 0.3 {\displaystyle 0.3>{\alpha }>-0.3}
• Sumber kelas II mempunyai − 0.3 > α > − 1.6 {\displaystyle -0.3>{\alpha }>-1.6}
• Sumber kelas III mempunyai α < − 1.6 {\displaystyle {\alpha }<-1.6}

Skema pengelasan ini secara kasar menggambarkan urutan evolusi. Dipercayai bahawa kebanyakan sumber Kelas 0 yang tertanam secara mendalam berkembang ke arah peringkat Kelas I, melesapkan sampul sirkumnajam mereka. Akhirnya mereka menjadi kelihatan secara optik pada garis lahir bintang sebagai bintang jujukan pra-utama.

Objek Kelas II mempunyai cakera bulat dan sepadan secara kasar dengan bintang T Tauri klasik, manakala bintang Kelas III telah kehilangan cakeranya dan sepadan dengan kira-kira bintang T Tauri garis lemah. Peringkat pertengahan apabila cakera hanya boleh dikesan pada panjang gelombang yang lebih panjang (cth, pada 24 μ m {\displaystyle 24{\mu }m} ) adalah dikenali sebagai objek cakera peralihan.