Gli spettri delle stelle T Tauri Classiche (CTTS) mostrano
diversi indicatori dei processi di accrescimento.
I profili di alcune righe in emissione presentano larghe
ali indicanti un accrescimento di gas in caduta libera.
Gli eccessi del continuo osservati nel vicino-IR sono consistenti
con la emissione prevista da un disco di accrescimento illuminato
dalla radiazione della stella centrale. Gli eccessi del
continuo nel zona blu/UV (veiling) sono interpretati come
emissione "calda" proveniente da una zona di shock
formata da un flusso di materiale di accrezione che, confinato
magneticamente, cade sulla superficie della stella.
Questo modello di accrescimento magnetosferico include anche un
meccanismo di frenamento necessario a spiegare le basse
velocità di rotazione osservate nelle CTTS. La struttura
del campo magnetico che governa l'accrescimento può
essere anche responsabile della formazione degli "outflow"
e dei "jet" osservati nelle stelle di PMS. Nell'ambito
dei processi di accrescimento, i grandi aumenti di luminosità,
osservati nelle stelle FU Ori (FUORS), sono imputati ad
una forte instabilità del disco che provoca una variazione
della velocità di accrescimento di diversi ordini
di grandezza. Questi lavori hanno riguardato principalmente
stelle comprese in una fascia di massa e di età relativamente
ristretta. In particolare ben pochi progressi sono stati
fatti nella comprensione delle proprietà dei oggetti
di PMS di massa più piccola fino al limite di bruciamento
dell'idrogeno, ciò principalmente a causa della mancanza
di un adeguato mumero di candidati osservati. Solo recentemente
"survey" profonde hanno raggiunto la sensibilità
necessaria per indagare il regno substellare, identificando,
così, delle Brown Dwarf molto giovani. La prima scoperta
sicura di un oggetto di PMS in accrescimento con età
compresa tra 1 e 3 milioni di anni e massa tra 0.04 e 0.06
Masse solari, è molto promettente (Muzerolle et al.
2000 Apj 545, L141). L'estensione dello studio a stelle
di PMS con un ampio intervallo di massa ed età potrebbe
dare informazioni molto utili sulla funzione di massa iniziale
di oggetti di piccola massa e sui tempi scala dell'evoluzione
dei dischi di accrescimento, della loro dissipazione e della
formazione dei pianeti.