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
En la siguiente etapa el sobrante desaparece por completo, después de haber sido reunido por el disco, y la protoestrella se convierte en una estrella T Tauri clásica. Esto sucede después de aproximadamente 1 millón de años. La masa del disco alrededor de una estrella T Tauri clásica es alrededor de 1-3 % de la masa estelar, y se acreciona a un ritmo de 10 10 masas solares por año.Un par de chorros bipolares suele estar presente también.La acreción explica todas las propiedades peculiares de clásicas estrellas T Tauri: fuerte flujo en la línea de emisiones (hasta el 100 % de la intrínseca luminosidad de la estrella), actividad magnética , fotométrica variabilidad y jets.Las líneas de emisión de hecho se forman cuando el gas acretado golpea la "superficie" de la estrella, lo que sucede en torno a sus polos magnéticos. Los chorros son subproductos de acreción: llevan lejos momento angular excesivo. La etapa T Tauri clásica dura 10 millones de años. El disco finalmente desaparece debido a la acumulación en la estrella central, la formación de planetas, la expulsión por aviones y fotoevaporación por la radiación ultravioleta de la estrella central y las estrellas cercanas. Como resultado, la joven estrella se convierte en una débilmente forrada estrella T Tauri, que poco a poco, a lo largo de cientos de millones de años, se convierte en una estrella similar al Sol ordinaria.