Estrella de Barnard
Con una edad entre 7000 y 12 000 millones de años, es bastante más vieja que el Sol, y podría estar entre las estrellas más viejas de la Vía láctea. Con el tiempo ha perdido mucha energía de rotación, y leves cambios periódicos en su brillo indican que completa un giro cada 130 días —compárese con los 25 días que emplea el Sol. Dada su avanzada edad, durante mucho tiempo se supuso que la estrella de Barnard era inactiva en términos de actividad estelar. Sin embargo, en 1998, los astrónomos observaron una llamarada estelar intensa, poniendo de manifiesto que, sorprendentemente, la estrella de Barnard es una estrella fulgurante. Por ello, recibe también el nombre, en cuanto a variable, de V2500 Ophiuchi. En 2003, en la estrella de Barnard se observó por primera vez un cambio detectable de la velocidad radial de una estrella causada por su movimiento; esta variabilidad adicional en la velocidad radial fue atribuida a su actividad estelar.
Hipótesis nebular
El colapso inicial de una nebulosa proto-estelar-solar masiva toma alrededor de 100 000 años. Cada nebulosa comienza con una cierta cantidad de momento angular. El gas en la parte central de la nebulosa, con relativamente bajos momentos angulares, se somete rápidamente a compresión y forma un núcleo hidrostático caliente (no contratante) que contiene una pequeña fracción de la masa de la nebulosa inicial. Este núcleo formará la semilla de lo que será una estrella. A medida que el colapso continúa, la conservación del momento angular significa que la rotación de la envoltura que cae se acelera, impidiendo en gran medida que el gas directamente se acrecione sobre el núcleo central. El gas es forzado a difundirse en lugar de ir hacia el exterior cerca de su plano ecuatorial, formando un disco, que a su vez acrecione sobre el núcleo. El núcleo crece poco a poco en la masa hasta que se convierte en una joven protoestrella caliente. En esta etapa, la protoestrella y su disco están fuertemente oscurecidas por la envoltura que cae y no son directamente observables. De hecho la opacidad envolvente restante es tan alta que incluso la radiación de ondas milimétricas tiene problemas para escapar de su interior. Estos objetos se observan como condensaciones muy brillantes, que emiten principalmente ondas milimétricas y onda submilimétricas de radiación. Se clasifican como espectros de protoestrellas clase 0. El colapso es acompañado a menudo por los flujos bipolares - jets - que emanan a lo largo de la rotación al eje del disco inferido. Los chorros se observan con frecuencia en regiones de formación estelar (ver Herbig-Haro (HH) objetos). La luminosidad de las protoestrellas de clase 0 es alta - una masa de protoestrella solar puede radiar a más de 100 luminosidades solares. La fuente de esta energía es el colapso gravitacional, ya que sus núcleos no son todavía lo suficientemente calientes para comenzar la fusión nuclear. A medida que continúa la conversión del material en el disco, la envoltura eventualmente se vuelve delgada y finalmente se convierte en transparente y el objeto estelar joven (YSO) se convierte en observable, inicialmente en luz de infrarrojo lejano y más tarde en el visible. Alrededor de este tiempo, la protoestrella empieza a fusionar deuterio. Si la protoestrella es suficientemente masiva (por encima de 80 masas de Júpiter), la fusión del hidrógeno sigue. De lo contrario, si su masa es demasiado baja, el objeto se convierte en una enana marrón.Este nacimiento de una nueva estrella se produce aproximadamente 100 000 años después de comenzar el colapso. Objetos en esta etapa se conocen como protoestrellas de Clase I,que también son llamados jóvenes estrella T Tauri, evolucionaron protoestrellas, u objetos estelares jóvenes. Por este tiempo la formación de la estrella ya ha acrecido la mayor parte de su masa: la masa total del disco y el sobrante restante no exceden del 10-20 % de la masa central de YSO.