obłok zapada się szybciej z kierunków nie leżących w płaszczyźnie obrotu obłoku. Wewnątrz obłoku formuje się pierwsze stabilne jądro otoczone obłokiem gazu tak gęstym, że promieniowanie jądra i dysku nie przebija się przez niego, jest to obiekt klasy 0. Pomiary rozkładu emitowanej energii i pomiary spektroskopowe wskazują, że wewnątrz chmury jest już dysk. Po zmniejszeniu się gęstości chmury otaczającej protogwiazdę, promieniowanie jej i dysku zaczyna być zauważalne w widmie promieniowania, obiekt jest zaliczany do klasy I. Scenariusze tworzenia się dysków, nie są jeszcze dokładnie poznane. Wiadomo, że dyski początkowo szybko rosną, ale później nie przybierają na masie i mają względnie wysoką temperaturę, co sugeruje, że następuje ich zapadanie się na protogwiazdę. Potwierdza to także obserwowany wybuchowe akrecje materii na protogwiazdę. Rozważany jest wpływ pola magnetycznego na utrzymanie stabilności dysku, ale zmierzone pole magnetyczne jest niewystarczające do zapewnienia lepkości rozpraszającej energię opadania. Dyski mają początkowo wysoką temperaturę, utrzymywaną w wyniku rozpraszania energii opadania na protogwiazdę. Powyższe fakty obserwacyjne oraz symulacje modeli teoretycznych wskazują, że dyski protoplanetarne na tym etapie nie są stabilne.