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.
Punto de separación de la secuencia principal
Las enanas rojas son estrellas de entre 0,08 y 0,4 masas solares o "M," también denominadas estrellas de tipo espectral M. Las enanas rojas tienen suficiente cantidad de hidrógeno en su núcleo para fusionar hidrógeno en helio mediante la reacción en cadena protón-protón, pero carecen de la masa suficiente para alcanzar la temperatura y presión necesaria durante la fusión de helio en carbono, nitrógeno u oxígeno ("véase ciclo CNO"). No obstante, debido a que disponen de todo su hidrógeno durante la fusión nuclear y a que cuentan con temperaturas y presiones bajas, se estima que las enanas rojas pueden permanecer durante billones de años en la secuencia principal (desde que se sitúan en la secuencia principal de edad cero hasta que alcanzan el punto de separación). Por ejemplo, el promedio de vida de una estrella de 0,1 "M" es de 6 billones de años. Dicha estimación supera la edad actual del Universo, por lo que todas las enanas rojas se encuentran en la secuencia principal. A pesar de ser extremadamente longevas, también agotarán su combustible algún día: una vez que todo el hidrógeno disponible se haya fusionado, la nucleosíntesis estelar cesará y el helio restante se irá enfriando por radiación. La gravedad contraerá la estrella debido a la falta de presión ejercida por la fusión hasta que dicha fuerza sea compensada por la presión de degeneración de electrones. La estrella, entonces enfriada, se encontrará fuera de la secuencia principal y pasará a denominarse enana blanca de helio.