Ahora hay varias estrellas Herbig Ae/Be aisladas conocidas (es decir, no conectadas con nubes oscuras o nebulosas). Por lo tanto, los criterios más confiables ahora pueden ser:
A veces, las estrellas Herbig Ae/Be muestran una variabilidad de brillo significativa. Se cree que se deben a grupos ( protoplanetas y planetesimales ) en el disco circunestelar. En la etapa de brillo más bajo, la radiación de la estrella se vuelve más azul y polarizada linealmente (cuando el grupo oscurece la luz directa de la estrella, la luz dispersada del disco aumenta relativamente; es el mismo efecto que el color azul de nuestro cielo).
Los análogos de las estrellas Herbig Ae/Be en el rango de masa más pequeño (<2 M ☉ ) (estrellas de la pre-secuencia principal de tipo espectral F, G, K, M ) se denominan estrellas T Tauri . No se observan estrellas más masivas (>8 M ☉ ) en la etapa previa a la secuencia principal, porque evolucionan muy rápidamente: cuando se vuelven visibles (es decir, se dispersan el gas circunestelar circundante y la nube de polvo), el hidrógeno en el centro ya se está quemando y son objetos de la secuencia principal .