褐色矮星は、惑星と恒星の中間的な質量を持つ、元の種類の恒星を形成します。
質量が小さいため、中心部の温度と圧力は核融合反応を開始または維持するには十分ではありません。それはある意味、中絶されたスターだ。しかし、惑星とは異なり、それ自体の熱の一部を放射します。褐色矮星は、一度は核融合反応を開始することに成功したものの、安定状態に到達することができず、最終的には「燃え尽きてしまう」可能性があります。
ほとんどの褐色矮星は宇宙に単独で浮遊しており、惑星ではなく星のように形成されることが確認されています。現在、褐色矮星の質量は木星の 13 倍を超え、太陽質量の0.07 倍未満でなければならないと考えられています。これは、この質量を超えると核融合反応が長期にわたって起こる可能性があるためです。木星質量 13 というしきい値が選択されたのは、それ以下では星が重水素を燃やすことができる質量であるためです。これは、特定の星を周回する動径速度によって検出される物体の質量の上限でもあります。惑星と褐色矮星を分ける限界の別の定義も提案されており、褐色矮星はその形成につながったメカニズムによって巨大惑星と区別されます。褐色矮星は星と同じように分子雲の破片から生まれ、惑星は星の周りに存在する円盤の局所的な崩壊によって生まれます。
原始惑星系円盤に囲まれた褐色矮星の発見 (Cha 110913-773444 を参照) は、星形成の自然な副産物である惑星の形成が褐色矮星の周囲でも可能であることを示唆しています。
褐色矮星は 1000°C で低温、2000°C から高温と考えられています。褐色矮星が発する熱は、その形成の残留物にすぎません（この種の星はエネルギーを生成しません）。したがって、若い褐色矮星はかなり高温になり、その後、その存在の過程でゆっくりと冷えます。興味深いことに、若い褐色矮星の表面温度は古い低質量星と似ており、ほとんど区別がつきません。最も冷たい恒星の温度（約1800K）に達するのは、（褐色矮星の質量に応じて）数千万年から数億年後です。褐色矮星の年齢が数十億年に達すると、表面温度は 400 K から 1000 K の範囲になります。
褐色矮星は微弱な赤外線しか放射しないため、観察するのは容易ではありません。
私たちがその存在を確立することができたのは、1990 年代半ばになってからです。
褐色矮星のさまざまな種類
褐色矮星はいくつかのスペクトル タイプに細分されます。
M 矮星: 最も熱い褐色矮星と非常に低質量の星のスペクトル型。
L 型矮星: 数百の L 型矮星が知られており、これらは大気中の塵粒子の分光学的特徴を示し、塵粒子による「雨周期」があるように見えます。
T 矮星: 知られている中で最も低温の褐色矮星で、表面温度は 1200K 未満です。約 60 個の T 矮星が知られています (2005 年 11 月)。そのほとんどは太陽のすぐ近くにあります。 T 矮星は、メタンと一酸化炭素の強力な分光学的特徴を持っています。知られている中で最も寒い T 矮星の温度は 750K です。
Y 矮星?: まだ観測されていないものの、理論モデルによって存在が予測されている褐色矮星の一種のクラスがすでに計画されています。Y 矮星は、500K 程度の温度とアンモニアの分光学的特徴を持つでしょう。
