主序前星，指在进入主序星之前的原始恒星，是恒星尚未成为主序星的一个阶段。它可以是金牛T星或猎户FU型变星，或是赫比格Ae/Be星。这些天体的能量来自于重力收缩。在赫罗图，主序带前阶段，质量在0.5太阳质量以上的恒星，将先沿着林轨迹，然后沿着亨耶迹移动。
通过光谱的测量和对温度与重力间的交互作用，主序前星能够从主序星的矮星中分辨出来，因为主序前星是比较臃肿的恒星。在周围的物质都落入中心的恒星之前，它都被视为原恒星。当周围的气体和尘粒消散，吸积的过程停止，这颗恒星才能成为主序前星。
当主序前星越过恒星诞生线之后，便能在可见光下被观测到，而主序前星阶段维持的时间在恒星的生命中低于1%。一般相信在这个阶段的恒星有密集的星周盘，也是行星可能形成的场所。
恒星诞生在庞大的、较冷的分子尘埃和气体云中。分子云的主要成分一般是氢和氦。当气体云的密度在外界的影响下增大到一定的程度时，云中的某些部分在引力的作用下开始向内收缩，气体和尘埃开始聚集到一起。同时气体团开始缓慢自转，慢慢吸积，形成一颗原恒星。
原恒星诞生以后，在自身引力作用下继续收缩，内部反应加剧，中心温度增加，开始闪烁发光。随着原恒星得继续演化，内部压强逐渐增大，最终能够阻止塌缩。此时总质量不再增加，星体内部气体处于完全对流状态，原恒星成长为少年星——主序前星。
主序前星得内部温度达到3000－5000K，其引力能的一部分用于维持向外的辐射，一部分用于增加内部的热能，使其内部温度不断升高。最后成为主序星。
主序星，是指在赫罗图主序带的恒星。在天文学上，主序星是在可显示恒星演化过程的赫罗图上，分布从由左上角至右下角也被称为主序带上的恒星。主序带是以颜色相对光度绘图成线的一条连续和独特的恒星带，这个颜色-光度图是埃希纳·赫茨普龙和亨利·诺利斯·罗素提出的著名的赫罗图。在这条主序带上的恒星就是所谓的主序星。
恒星形成后，在高热、高密度的核心进行核聚变反应，氢原子转变成氦，并产生能量。这个阶段的恒星，处在主序带上的位置主要是由于它的质量，化学成分或其它的因素。
所有的主序星都在流体静力平衡状态，来自炙热核心向外膨胀的热压力与来自引力坍缩向内的压强维持着平衡。核心温度和压力与产能率有着强烈的相关性，并有助于维持平衡。核心产生的能量传递到表面经由光球层辐射出去。能量经辐射或对流传递，对流传递在这区域内会产生温度梯度，更高的不透明度，或两种都有。
20世纪的初期，有关恒星类型和距离的资料变得更多。恒星的光谱被证明有独特的功能，可以用来进行分类。哈佛大学的安妮·坎农和爱德华·皮克林发展出的分类法成为日后众所周知的哈佛分类系统，发表在1901年的哈佛年报。
1906年，在波茨坦，丹麦的天文学家埃希纳·赫茨普龙注意到最红的那些恒星－在哈佛系统的分类是K和M－可以分为两个不同的群体。这些恒星不是比太阳亮，就是比太阳暗淡许多。为了区分这两个群，他分别称它们是“巨星“和“矮星“。第二年他开始研究星团；大量在大约相同距离的恒星都属于同一个恒星集团。他发表了第一张这些恒星的颜色相对于亮度的图，这张图表显示出突显和连续的系列恒星，他称之为“主序带”。
在普林斯顿大学，亨利·诺利斯·罗素也做了如下的类似研究。他研究恒星的光谱分类和它们修正过距离的真实亮度－它们的绝对星等。为了达到这个目的，他使用一系列在哈佛分类系统中有确切视差的恒星。当它绘制这些恒星的光谱对应于绝对星等的图时，他发现这些矮星遵循明确的关系，这使得他可以真正合理且准确的预测矮星的亮度。
赫茨普龙观察的红色恒星，矮星也遵循着罗素发现的光谱-光度关系。然而，巨星仍然比矮星亮了许多，并未遵循着相同的关系。罗素认为“巨星必须有低密度或是大表面的亮度，与矮星的事实恰好相反“。相同的曲线也显示有极少数白色的暗星。
1933年，本特·斯特龙根介绍赫罗图来显示亮度-光谱分类的关系图。这个名称反映出这种方法是赫茨普龙和罗素在20世纪早期平行发展出来的。如同在20世纪30年代发展出的恒星演化模型，它显示出恒星有着一致的化学成分，恒星的质量和半径之间有着关联性。也就是说，对于给定的恒星质量和成分，有一个唯一的恒星半径和光度解。这被称为罗素-沃克定理，是以亨利·诺利斯·罗素和海涅·沃克的名字命名的。经由这个定理，一旦知道一颗恒星的化学成分，和它在主序带上的位置，则这颗恒星的质量和半径已就确定了。不过，后来发现这个定理不适用那些成分不一致的恒星。
W.W.摩根和P.C.肯南在1943年发表了改进的恒星分类。摩根-肯南分类选定每颗恒星的光谱－以哈佛分类系统为基础－和光度分类。哈佛分类系统是在知道光谱和温度之间的关系之前，以每颗恒星光谱的氢线强度给与不同的字母标示。在依照温度排序和筛除重复的分类后，恒星的光谱类型遵循温度由高至低和温度由蓝至红的顺序排列，序列成为O、B、A、F、G、K、和M。亮度分类是依据亮度的减弱从Ⅰ到Ⅴ，主序带的恒星被归类为Ⅴ。