Las palabras que los astrónomos usan para describir estrellas evocan los cuentos infantiles de hadas: enanas blancas, gigantes rojas, enanas rojas y gigantes azules, entre otros.

La característica que distingue de a una estrella gigante de una enana es el tamaño, el cual depende de la masa y de la etapa vital en que esté la estrella. La característica que diferencia una estrella roja de una estrella azul es la temperatura. Nada más sacar una barra de hierro de la forja del herrero, se ve de color blanco. Al enfriarse, su color pasa de naranja brillante a un rojo apagado, y después negro.

	Las estrellas no nacen todas iguales. El diagrama muestra, en escala, las estrellas más grandes y las más pequeñas, con el Sol para comparar. Encima, la primera enana marrón descubierta. Gliese 229B es el punto pequeño junto a la estrella enana roja Gliese 229.

Ahora sabemos algo sobre las enanas rojas sólo con leer su nombre: tienen una temperatura de superficie y una masa relativamente bajas.

En la jerga astronómica, la mayoría de las enanas rojas están clasificadas como enanas de clase “M.” La M procede de un sistema que clasifica las estrellas basándose en la temperatura de su superficie. Las superficies de las enanas M están a unos 4500 grados Fahrenheit (2,500 C), menos de la mitad de la temperatura de superficie del Sol.

Las enanas M, sin embargo, acaban de perder el título de estrellas más frías con el descubrimiento de las enanas L, una clase de objetos apagados y fríos que apenas pueden considerarse estrellas.

La masa determina casi todo en una estrella: su temperatura, su color y la rapidez a la que evoluciona su interior. La cantidad de energía que circula por la superficie de la estrella determina su temperatura y su color.

Una estrella emite más o menos energía dependiendo de la presión en su núcleo. Cuanta más masa, más alta la presión. Como su masa es tan baja, la presión en el núcleo de una enana roja es baja, por eso estas estrellas son frías, rojas y duran mucho, mucho tiempo –quizás un billón de años o más, comparado con los aproximadamente 10 mil millones de una estrella como el Sol.

En la actualidad, muchas investigaciones se dedican a estudiar cuál es la cantidad mínima de masa necesaria para que se dé el proceso de fusión nuclear. Si hay poca masa, la presión central nunca llega a subir lo suficiente para desencadenar la fusión. Pero, si hay suficiente masa, la fusión comienza –y nace una estrella. El intervalo de masa para ser “estrella-o-no estrella” parece estar entre el siete y el ocho por ciento de la masa del Sol.

Incluso antes del descubrimiento reciente de las enanas L, se sabía de unos cuantos objetos que estaban por debajo del mencionado límite de “estrella-no estrella.” El acto de formación proporciona suficiente calor para que el más joven de estos objetos produzca luz visible, como una barra de hierro recién sacada de la fragua. Los vemos en el proceso de enfriamiento. El rojo apagado tira a marrón, de ahí el nombre de “enanas marrón.”

Las enanas rojas son la siguiente parada en el continuo viaje de descubrimiento. Los astrónomos pensaban que eran las estrellas más frías, pero ya no lo son. Siguen siendo valiosas, sin embargo, porque las estrellas binarias que contienen enanas M es donde se buscan las enanas marrones. Sea cual sea el proceso de formación de estrellas, parece favorecer las masas bajas, ya que hay más enanas M que cualquier otro tipo de estrella. ¿Hay más enanas L que enanas M? Los sondeos del cielo intentan contestar esa pregunta.