棕矮星

棕矮星是質量介於上重的氣態巨行星和上輕的恆星之間的一種次恆星，具體來講，質量介於十三至七十五抑是八十倍木星質量，抑是大約二石頭五 × 一千空二十八 kg 到大約一丈五 × 一千空二十九 kg。低於這个範圍的是次棕矮星（有時予人稱做流浪行星），質量佇這內底的是上輕的恆星紅矮星。棕矮星可能干焦對流，無分層抑是化學分化深度。

佮主序帶頂懸的恆星，棕矮星的質量無夠用維持核心中氫（一 H）融合成害去的核融合反應。毋過，𪜶介於十三 _ M _ J 佮六十五 _ M _ J 中間的質量，予人認為會當進行徛（二 H）和鋰（七 Li）的核融合。人猶閣咧爭議敢會當核融合反應來定義，若以形成的過程閣較好的定義棕矮星。

恆星攏按照光譜來分類，棕矮星的光譜分類做 M、L、T 和 Y 型。就算講𪜶攏予人號做棕矮星，但是猶原有無仝的色。用人眼能看著的足濟棕矮星，𪜶可能是柑仔色抑是紅色。佇咧可見光的波長範圍內底，棕矮星攏黗黗。

已知有行星環圍的棕矮星有二 M 一千兩百空七 b、MOA 鋪二千空七-BLG 鋪百九十二 Lb、和 J 四四千一百四十四 b。

距離地球上近的棕矮星是佇二空一三年發現的盧曼十六，這是距離六配五光年的一對聯星。節甲二空一七年十二月，佇咧 NASA 內底質量上大的系外行星是 HR 兩千五百六十二 b，估計質量佇咧三十 ± 十五 _ M _ J，已經超過行星佮棕矮星質量分界（十三 _ M _ J）的兩倍外。

歷史

佇一九六空年代，對理論上就已經推測出棕矮星的存在。

理論建立初期

佇咧希夫・庫馬佮一九六空年代建立理論的時陣，這馬咱所講的 " 棕矮星 " 被稱做烏矮星；佇太空中自由漂流的次恆星天體的分類，這是一種不足以維持氫融合反應的天體。毋過，（a）烏矮星這个名詞已經予人用來標示冷卻後的白矮星；（b）紅矮星會當燃燒氫；（c）這寡天體佇咧其實性命的早期可能會發出可見光。正因為按呢，這種天體捌予人提出的替代名詞包括子星和次恆星。佇一九七五年，吉兒・塔特用其色水倚近棕色，提出棕矮星這个名詞。

「烏矮星」這个名詞這馬是講已經冷卻到無閣發出可見光的程度的白矮星。毋過經過計算，準做質量上低的白矮星，其冷卻到這款的溫度所需要的時間嘛比目前的宇宙年歲閣較長足濟，所以預期這種天體猶閣有存在。

早期的理論認為質量上低的恆星佮氫燃燒的極限佇第一星族星是零交零七太陽質量（_ M _ ☉），佇第二星族星是零交零九 _ M _ ☉，而且嘛袂經過正常的恆星演化歷程，就成做一粒幼路密星。頭一改自一致性的氫燃燒上低質量計算，證實第一星族星的質量佇零交零七到空九空八 _ M _ ☉。

抹著燒

佇一九八空年代尾期，受著增加燒將質量下限縮減做零抹零一二日頭質量，猶有佇咧棕矮星外層低溫的大氣層有塵埃形成的影響，引發對遮的理論的質疑。毋過，因為𪜶差不多無發出可見光，所以足歹揣著遮的天體。遮的天體輻射上強的光譜主要是佇紅外線頂懸，地面上觀測紅外線的儀器彼時陣猶閣無夠精良，無法度真簡單來分辨出任何棕矮星。

對彼陣以來，通過各種的方法進行的濟擺搜查攏咧走揣這款的天體。遮的方法包括環境踅星場的多色成像調查、調查主序星矮仔星佮白矮星的微弱伴星、少年星團的調查、和監測徑向速度走揣隔壁的伴星。

GD 一百六十五 B 和 " L " 類

久年來，發現棕矮星的拍拚攏無結果。毋過佇一九八八年，佇咧以紅外線搜揣揣白矮星的工課內底發現一粒予人稱做 " GD 一百六十五的恆星有黯淡的伴侶。GD 一百六十五 B 的光譜是非常的紅而且神祕，但無顯示預期的低質量紅矮星特徵。足顯然的 GD 一百六十五 B 需要歸類佇咧比彼陣已經知的小矮星閣較冷的物體。GD 一百六十五 B 將近一零年的期間攏是獨一無二的，到二微米全天巡天（二 MASS）的調查展開，才發現閣較濟有這類色彩佮光譜特徵的天體。

現此時，GD 一百六十五 B 予人認為講是 "L矮星 " 這類型天體的原型。

就算講彼當陣發現上低溫矮星的意義誠大，但爭論的是 GD 一百六十五 B 是該歸類做棕矮星，閣干焦一粒質量爾低的恆星。因為佇外觀上來講，足歹分的這兩種天體。

咧發現講 GD 一百六十五 B 了後，其他的棕矮星候選者報告真緊就予被提出。猶毋過，大多數的候選者因為欠缺鋰，表明𪜶干焦一粒恆星，失去了後者的資格。真正的恆星佇咧一億年無到的時間就會燒掉去鋰鋰，毋過棕矮星袂；啊若予人憢疑的是棕矮星的光度佮溫度攏類似真正的恆星。所以，佇年齡超過一億歲的天體大氣中檢測著鋰，才會當確認伊是一粒棕矮星。

葛利澤兩百二十九 B 和 " T " 型甲烷矮星

佇一九九五年，棕矮星的研究有真極大的突破，發現兩个無法度疑慮的次恆星天體（泰德一佮葛利澤兩百二十九 B），並且以六百七十八奈米的譜線確認了鋰的存在。其中上出名的是後者，伊予人發現溫度佮光度攏比佇較低恆星。引人注目的是，其紅外線光譜清楚的呈現二微米的甲烷吸收帶，這款特徵乎較早干焦佇咧巨行星佮土星的衛星泰坦的光譜中觀測著。甲烷的吸收袂佇主序星的溫度下出現，此一發現協助建立另外一類溫度比 L 矮星愈低的 " T 矮星 "，葛利澤兩百二十九 B 就是這款的原型的原型。

頭一擺確認的棕矮星是由西班牙天文物理學家 Rafael Rebolo（領導者）、瑪麗亞・羅莎・薩派特羅・奧索內奧和愛德華濟・馬丁佇一九九四年發現的。𪜶發現的這个天體予人號做是泰德一，佇咧疏散星團的宿星團內。發現的本文石樵一九九五年春天提交予自然雜誌，該雜誌佇一九九五年九月十四發表。_ 自然 _ 佇頭版頭條，足顯目的標示 " 棕矮星的發現，正式版 "。

發現著泰德一的影像是 IAC 的團隊佇一九九四年一月初六使用泰德峰天文台口徑八十公分的召鏡（IAC 八十）蒐集影像，根據紀載，伊的光譜是佇咧一九九四年十二月使用穆查丘斯羅克天文台（拉帕爾馬島）四配二米的威廉・赫孽耳望遠鏡採集的。因為泰德一是增加宿星團的成員，伊的距離、化學組成、佮年齡，才會當估計出來。使用上先進的恆星演化模型，團隊估計泰德一的質量是五十五木星質量，這顯然低於恆星質量的下限。這个天體綴尾仔成做少年棕矮星工課相關引用的參考。

佇理論上，質量低於六十五木星質量的棕矮星，佇其演化過程當中任何時間點上攏袂引著鋰燃燒的過程。事實上，檢測鋰的原則是調查低光度佮低表面溫度天體的本質之一。

由凱克 I 召鏡所得的高品質光譜資料，顯示泰德一一直保持形成學星團的分子雲原本的組成分，也證實佇咧核心始終無進行鋰燃燒的核融合反應。遮的觀測確認泰德一是一粒棕矮星，嘛驗證矣鋰光譜測試的成效。

有一段時間，泰德一是太陽系以外，經由直接觀測會當看著的上細的天體。到今，確認的棕矮星已經超過一 , 八百粒，甚至有一寡非常倚近地球，親像予人引力束縛做伙，距離日頭大約十二光年的一對棕矮星印地安座 εBa 和 Bb，閣有距離干焦六板五光年的棕矮星聯星 Luhman 十六。

理論

恆星誕生的標準機制是通過冷星際雲的氣體和坱埃形成引力崩勼。做雲氣收縮的時陣，因為釋放重力位能而使伊的溫度提懸。咧進行收縮的早期，氣體會緊的放熱，將加的能量輻射出去，就崩去繼續進行。最後咧，中心區域會變甲真好囥密而陷阱輻射。所以，崩去的雲氣中心溫度佮密度真濟時間推捒厝大間增加，這予收縮減緩，一直到原恆星核心的溫度佮壓力真大到猶閣會當引起熱核反應。大多數的恆星，經由熱核融合成的氣體佮輻射壓力會挺挺伊阻止任何進一步的引力收縮。達到流體靜力平衡的恆星，會開了絕大部份的性命期佇咧氫融合成害去的主序星時期。

毋過，抑若原恆星的質量大約是低佇零交零八太陽質量，佇核心袂點著正常核融合反應。重力收縮不足以予遮細的原恆星產生夠額的熱，顛倒佇咧核心的溫度達到會當引起核融合反應進前，密度已經達到予原子密集到很以創建量子狀態的電子簡併壓力。根據棕矮星內部的模型，典型的核心溫度、壓力佮密度會用下式預期所示：

$ 十 \ , \ mathrm { g / cm ^ { 三 } } \ , \ lesssim \ , \ rho _ { c } \ , \ lesssim \ , 十 ^ { 三 } \ , \ mathrm { { g } / { cm ^ { 三 } } } $
$ T _ { c } \ lesssim 三 \ times 十 ^ { 六 } \ , \ mathrm { K } $
$ P _ { c } \ sim 十 ^ { 五 } \ , \ mathrm { Mbar } $。

意味著這粒原恆星是質量無夠佮密度無夠達到維持氫融合所需要的條件。由電子簡併壓力所達到的密度佮壓力，阻止了物質繼續向核心落落去。

進一步阻止引力收縮的結果是 " 失敗的恆星 "，抑是棕矮星只是經過冷卻釋放掉其內部的熱能。

高質量棕矮星 VS 低質量恆星

鋰普遍存在佇咧棕矮星，佇低質量會當佇低質量恆星。欲變做恆星，必須進行氫融合反應，這會緊消耗掉𪜶的鋰。這是因為鋰-七佮質子的相磕會產生兩粒害去-四的原子核，顛倒這款反應所需要的溫度拄好低於氫融合所需要的溫度。低質量恆星內部的對流確保整體的鋰會被消息，因此佇咧次恆星的光譜中存在鋰線，是棕矮星候選者的強力指標。使用鋰來區分棕矮星佮低質量恆星的方法通常是講鋰測試，上早是由 Rafael Rebolo、愛德華濟・馬丁、和 Antonio Magazzu 提出的。毋過，佇非常少年的恆星內底，因為猶無夠額的時間來著燒掉，嘛猶閣存在著鋰。較重的恆星，像日頭，會當將鋰保存佇外層的大氣內底，永遠袂得著有夠的溫度使鋰焦，毋過自𪜶的大細已經真通分辨出𪜶毋是棕矮星。佮這个顛倒反的，佇質量範圍上限的棕矮星，佇咧𪜶少年的時陣會當熱到足以了鋰盡鋰。矮星的質量超過六十五木星質量，佇𪜶食到五億的時陣就會當燒盡𪜶的鋰，所以這種測試是無完美的。
毋是仝款恆星，垂老的棕矮星有時會足寒的，寒甲有真長的一段時間𪜶的大氣層會當收集著足以檢測出的甲烷含量。用這種方式確認的棕矮星包括葛利澤兩百二十九 B。
主序星會當足冷的，毋過有上低的熱光度，予𪜶有法度穩定維持核融合進行。這佇咧逐粒恆星攏無仝，但一般上無是日頭的百分之零謼一。棕矮星既冷而且烏暗，佇𪜶的有生之年穩定的行入烏暗：有夠老的棕矮星就會為傷暗，所以甚至偵測無。
鐵雨真可能是棕矮星的大氣對流換燒過程的一部份對流層，而且干焦出現佇咧棕矮星，袂佇細的恆星內底。對鐵雨的光譜研究猶閣咧進行中－－毋是所有的棕矮星攏有，嘛毋是永遠攏有這種各樣的大氣。佇二零一三年，佇上倚日頭系的 Luhman 十六伴星 B 的大氣層影親像內發現異常的鐵含量。

低質量棕矮星 vs 高質量行星

棕矮星另外一个顯示的特性是𪜶的半徑大約攏和木星的半徑相仝。佇𪜶質量的上限範圍（六十分九十木星質量），棕矮星的體積主要由電子簡併壓力維持，親像白矮星。佇質量的下限範圍（十木星質量），其體積是由庫倫的壓力維持，親像行星。由此，棕矮星的半徑隨著質量變化的範圍干焦有十百分之一九十五，這予𪜶足歹佮行星區別開來。

此外，有真濟的棕矮星無經過核融合：佇質量的下限範圍（低於十三木星質量），𪜶的核心毋捌熱甲會當進行融合，甚至佇質量的上限範圍（超過六十木星質量），快速的冷卻使𪜶袂使一直進行核融合，會當進行核融合的時間大約干焦佇一 , Ｏ萬冬以內。

X 射線佮紅外線光譜的分析嘛有一寡現象。有一寡棕矮星會當發出 X 射線；並且所有較溫暖的棕矮星繼續佇咧紅光佮紅外線的光譜內底發出引人注目的光輝，到𪜶的溫度低甲若行星咧（低於一 , 零 K）。

氣體巨星有一寡棕矮星的特性。比如講，木星和土星兩个主要的成份攏親像日頭仝款，是氫佮害去。塗星的質量是木星的百分之三十，但是咧卻差不多和木星平大。日頭系的三粒大摸行星（木星、土星、佮海王星）排出來的熱量比對日頭收著的閣較濟。而且四粒大摸的行星攏有家己的 " 行星系統 "—𪜶的衛星。棕矮星像恆星仝款，是單獨形成的，只是欠缺有夠的質量，袂當像恆星按呢燒熱起來。像所有的恆星仝款，𪜶會當是單獨的天體，嘛會當足接近其他的恆星。有的軌道若像行星仝款，是雞卵行的軌道。

目前，古井天文學聯合會考慮質量佇咧以上燒烙的質量下限（目前以太陽系的金屬量計算是十三木星質量）以上的天體是棕矮星，顛倒佇咧此質量下限以下（並且環踅其他恆星抑是恆星殘骸的），予人考慮就是一粒行星。

以十三木星質量做分界只是一个經驗法則，煞無啥物有精確的物理意義。較大的天體會燒掉較濟的被，較細的干焦會當燒一寡，十三木星質量大約佇咧𪜶中央點的位置。烏的數量佇咧某一種程度嘛已經決定天體本身的一寡組成份，特別是害去的比例比其他重元素的比例，遮的決定了大氣清明度、影響著愛天體冷卻的速率。

日頭系外行星百科包含質量懸到二十五木星質量的系外行星，系外行星資料瀏覽器也收錄二十四木星質量的行星。

次棕矮星抑是「行星質量棕矮星」是佇佮恆星佮棕矮星仝款模式下形成的另外一種天體（也就是講，𪜶經過氣體雲的崩去，但是質量真低抹著燒（差不多十三木星質量）的燒融合所需要的質量）。一寡研究人員共𪜶講是自由漂浮行星，啊若另外一寡人𪜶是行星質量棕矮星。

次棕矮星的形成方式佮恆星仝款，經過氣體雲的崩去（凡勢有光侵蝕的協助），但是對這个過程敢會當形成行星，閣有佇咧分類上是猶未得著共識自由媠浮次棕矮星佇觀測上佮上早佇恆星形成，然後予逐出軌道的流浪行星無啥物所在；另外一方面，佇星團中形成的次棕矮星嘛可能被掠著，進入環繞恆星的軌道。國際天文學聯合會的太陽系外行星工作小組（WGESP）提出 " 次棕矮星 " 這个名詞，定義做：佇少年星團內底發現，質量佇棕矮星質量下限之下的自由漂浮天體。

低質量極限

氣體雲崩去會當形成的次棕矮星質量下限大約是一 MJ。這是因為氣體的重力崩去需要輻射能量，毋過受著透明度的限制會加熱天體。佇一篇論文中攏有講著三 MJ 的候選者。

可能的行星質量棕矮星列表

箍一粒抑是閣較濟恆星

遮的恆星的伴星是次棕矮星抑是行星，閣猶未得著共識。

WD 八百空六鼻六百六十一 B
處女座 DT c
金牛座 FW b
ROXs 四十二 b b

環境踅到棕矮星

遮的恆星的伴星是次棕矮星抑是行星，閣猶未得著共識。

二 MASS J 四百四十一交四千四百八十九 + 兩百三十五空一千五百一十三的伴星，質量為五–十 MJ
二 M 一千兩百空七 b

自由漂浮

WISE 八仔五–七百一十四：離地球約七光年，質量佇咧三允十 MJ
S Ori 五十二
UGPS J 七孵二千二百二十七孵五一孵五四千空三十一孵二
Cha 十一孵空九百一十三五七十七撨三千四百四十四
CFBDSIR 兩千一百四十九石四百空三

觀測

棕矮星的類型

光譜類型 M

光譜類型佇咧 M 六孵五佮了後的恆星是棕矮星，𪜶嘛叫做後 M 矮星。

光譜類型 L

長期以來，M 是古典的恆星光譜類型中溫度上低的一類。光譜以一氧化配（TiO）佮氧化物（VO）頂懸的可見光吸收譜線為主。毋過，GD 一百六十五 B，白矮星 GD 一百六十五的伴星，無標示 M 矮星的 TiO 吸收譜線特徵。隨著愈來愈濟親像 GD 一百六十五 B 的天體現身，最終致使柯克派的翠克佮其他人定義新的光譜類型，L 矮星：佇紅光區毋是微弱的金屬氧帶（TiO、VO），是強烈的金屬氫化物帶（FeH、CrH、MgH、CaH）佮顯顯著的鹼金屬線（NaI、Kl、CsI、RbI）。截至二空一三年 ( 二千空一十三-Missing required parameter 一=_ month _ ! )，已經確認的譜線超過九百條，多數攏是對廣域來巡天：兩微米全天巡天（二 MASS）、近紅外南天深度巡天（DENIS）、佮史隆數位巡天（SDSS）等的成果。

光譜類型 T

如同 GD 一百六十五 B 是 L 矮星的原型，葛利澤兩百二十九 B 是第二種光譜類型 T 矮星的原型。近紅外線（NIR）光譜的 L 矮星顯示強烈的水（H 二 O）佮一氧化碳（CO）的吸收線，葛利澤兩百二十九 B 的近紅外線光譜主要的吸收線是來自甲烷（CH 四），這款特徵只捌佇太陽系誠大的土星佮伊衛星泰坦白發現過。CH 四、H 二 O、佮氫分子的相磕唌唌吸收（CIA，collision-induced absorption），予得箬利澤兩百二十九 B 近紅外影像呈現藍色的。伊崎的紅色光譜嘛欠缺 L 矮星的 FeH 和 CrH 吸收帶，顛倒有異常闊的鹼金屬鈉佮鉀的吸收特徵。遮的差異致使柯克・派翠克提出有 H-和 K-波段佮 CH 四吸收特徵的 T 矮星光譜類型。截至二空一三年 ( 二千空一十三-Missing required parameter 一=_ month _ ! )，已經知影的 T 矮星有三百五十五粒。最近，亞當佮湯姆・格巴爾研擬矣 T 矮星近紅外光譜分類的新方案。理論認為 L 矮星是濫和矣質量足低的恆星佮次恆星天體（棕矮星），而且 T 矮星完全攏是由棕矮星組成。因為鈉和鉀的吸收佇 T 矮星光譜內底綠色的部份，踮人類視覺的感覺的 T 矮星真實色應該是煤臭油染料的洋紅色，毋是棕色。光譜類型 T 的棕矮星，像講 WISE 三百十六 + 四千三百空七，已經檢測出其距離日頭超過一百光年。

光譜類型 Y

閣有一寡人懷疑，若閣有，應該屬於Y 型矮星，閣預期伊會比 T 型矮星冷足濟。雖然無明確定義的譜序，嘛猶未有原型，但是𪜶已經有一个模型。

佇二空空九年，已知上寒的棕矮星溫度估計佇咧五百世界六百 k 之間，並已經分配光譜為 T 九。有三粒棕矮星的例，分別是 CFBDS J 五千九百一十知九空石一一千四百空一孵三、ULAS J 十三石三千五百五十三石四五 + 十一孵三千空五孵二、和 ULAS J 三千四百空二四七七 − 五千二百空六鼻七。遮天體的光譜顯示佇一石頭五微米附近的吸收譜。Delorme 等人認為遮的是氨的吸收譜線，應該予人看做是 T-Y 的過渡，遮的天體應該標誌為 Y 零。猶毋過，這項特徵足歹分的敢是水佮甲烷的吸收，因為按呢其他的作者認為歸類做 Y 零尚言之過早。

佇二空一空四月，發現了兩粒超級冷的次棕矮星（UGPS 七百二十二岫五佮 SDWFS 一千四百三十三 + 三十五），予人提出來做為光譜分類 Y 零的原型。

佇二空一一年二月，Luhman 等人報告佇一粒白矮星發現了附近的伴星，是溫度差不多三百 K，七木星質量的棕矮星。就算講這是行星的質量，毋過羅德里格斯等人認為伊無可能像行星彼款的方法形成。

無偌久了後，劉等人出版了一份 _ 足寒的 _（〜三百七十 K）的環境踅咧非常低質量棕矮星的棕矮星報表，並且註明 _ 鑑於𪜶的低光度、非典型的色水佮寒冷的溫度，CFBDS J 一千四仔五十八 + 十 B 被架設是 Y 型矮星上有希望的候選者 _。

佇二空一一年八月，科學家使用 NASA 的 WISE 資料發現六粒 Y 型矮星－有親像恆星的身體，毋過溫度佮人體仝款寒。

對 WISE 的資料已經發現了上百粒新的棕矮星，其中有十四粒歸類做極冷的 Y 型矮星。一粒予人叫做是 WISE 一千八百二十八 + 兩千六百五十的 Y 型矮星是佇二空一一年八月發現的，是紀錄中的溫度上低的棕矮星－完全無發射可見光。這種天體予人認為親像自由漂浮行星，較勝於是恆星。上原初估計 WISE 一千八百二十八 + 兩千六百五十有溫度差不多低於三百 K 的大氣層—共伊和室溫的頂限兩百九十八 K（二十五 °C，八十 °F）比較，伊的溫度已經修正佮更新做範圍佇咧兩百五十至四百 K（− 二十三–一百二十七喔 °C，− 十–兩百六十 °F）。

佇咧二空一四年四月，WISE 八仔五–七百十四予人宣布其溫度輪戲估計佇咧兩百二十五至兩百六十 K，質量佇咧三更加十木星質量，也真無四常觀測著伊的視差，意味著伊距離日頭系足近的，干焦七堵二 ± 零友七光年的距離。

棕矮星的光譜佮大氣特性

L 型和 T 型矮星的排放通量多數是佇一至二四五微米的近紅外線範圍內底。對尾仔 M 型、L 型、T 型序列的低溫佮遞減的溫度，結果是佇近紅外有豐富的譜線佮種類誠濟的特點。對中性原子到廣泛的分子帶，所有的一切攏佇溫度、重力佮金屬量上有無仝款的依賴性佮相對較狹的譜線。此外，佇遮的低溫條件下，有利冷凝氣體的狀態佮晶粒的形成。

棕矮星大氣的典型溫度範圍對二 , 兩百下降到七百五十 K。佮恆星比起來，內部穩定的核融合予自身暖起來，棕矮足緊就結束並變甲冰冷。質量大的棕矮星冷卻著比並質量細的寬寬仔。

觀測的技術

日冕儀最近被用佇檢測環踅著明亮恆星的暗弱天體，包括葛利澤兩百二十九 B。

配備囉靈敏的電子配合裝置（CCD）的召鏡已經用來尋遙遠星團中暗弱的天體，包括泰德一。

廣視野搜揣也已經確認一寡獨立的黯淡天體，親像距離三十光年遠的克魯一。

佇咧搜揣系外行星的巡天調查當中，不三時會發現棕矮星。系外行星偵測法對棕矮星嘛仝款適用，而且閣較簡單。

路站碑

一千九百九十五 : 第一粒棕矮星予人確認。泰德一是石頭宿星團的一粒光譜類型為 M 八的天體，是被 Instituto de Astrofísica de Canarias 佇咧西班牙加彼利群島中的拉帕爾瑪島上的穆查丘斯羅克天文台使用 CCD 篩檢出來的。

確認第一粒甲棕蓑矮星。葛利澤兩百二十九 B 是用位佇南加州帕洛馬山帕洛馬天文台六十英吋反射鏡的自適應光學配合日冕儀，對化去的影像中發現環境踅著箬利澤兩百二十九 A（離地球二十光年遠）的這粒棕矮星。隨後，二百英吋（五米）的海爾望遠鏡紅外線光譜顯示有大量的甲烷。

一九九八年：發現第一粒輻射出 X 射線的棕矮星。鋪嬰座 α 一是佇咧塗豆座 I 暗星雲內的一个 M 八工體，去予人測出來是一个 X 射線源，類似對流的暗期型星。
一九九九年十二月十五：第一擺檢測著來自棕矮星的 X 射線閃焰。加州大學的一个團隊使用錢卓 X 射線天文台監測 LP 九百四十四鼻二十（距離十六光年，六十木星質量），觀察到二點鐘的風焰。
二空空空年七月二十七號：第一擺檢測著棕矮星的無線電發射（佇咧閃焰佮靜止期）。一个使用甚大天線陣的研究 LP 九百四十四分二十的學生團隊佇二空空一年三月十五的 _ 自然 _ 雜誌發表了𪜶的成果。
二空一四年四月二五：發現已知上寒的棕矮星。WISE J 八堵五千五百十二分八三鋪七鋪一千四百四十二孵五是距離地球七孵二光年，是離日頭第七近一粒恆星，表面溫度佇咧-十三鋪氏度到-四十八追氏度 [NASA]。

棕矮星佮 X 射線源

自從一九九九年檢測著棕矮星的 X 射線閃焰，就建議講改變有磁場的天體，共類似的低質量恆星嘛納入其中。

中心無強大核能的來源，棕矮星的內部是佇咧快速鬧熱，抑是對流的狀態。當結合了大多數的棕矮星攏展現出快速的自轉，為對流建立了強而有力的發展條件，佇表面附近糾結磁場。錢卓 X 射線天文台觀測著來自 LP 九百四十四分二十的閃焰有可能起源自棕矮星表面下的掣流磁化熱材料。部份表面的閃焰會當傳導熱進入大氣層，使電流動，產生 X 射線閃焰，敢若咧發生爍爁的。佇非燃燒期間欠缺來自 LP 九百四十四追二十的 X 射線嘛是一个值得注意的結果。伊設置了上低能量以觀測棕矮星產生的穩定 X 閃焰能量，並顯示做棕矮星的表面溫度低於兩千八百 K 時，日冕無閣出現，並成做電中性。

使用 NASA 的錢卓 X 射線天文台，科學家已經佇一个多星系統內底發現來自低質量棕矮星的 X 射線。這是第一擺佇倚母恆星（類似日頭的恆星 TWA 五 A）的棕矮星解析出 X 射線來自日東京中央大學的坪井（Yohko tsuboi）講：" 阮的錢卓資料顯示，X 射線起源佇棕矮星日面的電漿，𪜶的溫度有到三百萬 ℃ "，" 這粒棕矮星的 X 照線光甲親像今仔日的日頭，但是伊並日頭細粒仔五十倍 "。" 所以，這款觀測提懸甲誠悽慘可能會佇𪜶的青春期發出 X 射線的可能性！"

環踅棕矮星的行星

對相對較大的質量佮大軌道推斷講，環踅著棕矮星的行星質量天體二 M 一千兩百空七 b、狼狽座 GQ b 佮二 MASS J 四四千一百四十四，可能是對環境踅對棕矮星的雲氣崩去，毋是吸積形成的，所以可能是次棕矮星毋是行星。毋過，佇二零一三年，發現第一粒佇一个相對較細的軌道頂懸箍牢佇棕矮星的低質量伴星（OGLE 鋪二千空一十二-BLG 被三百五十八 L b）。

環境踅咧棕矮星的盤面已經發現有真濟特徵佮恆星仝款；就按呢預期會有吸積形成的行星環圍圍咧棕矮星。有鑑於棕矮星盤面的低質量，大多數的行星將會是類地行星，毋是氣體巨星。若有一粒環境踅棕矮星的氣體巨行星橫過咱的視線，然後，因為𪜶有著大約相𫝛的直徑，會產生真明顯的凌日的訊號。行星的吸積區真接近棕矮星本身的時，海潮的力就會有足大的影響。

環境踅對棕矮星的行星真有可能是消敨水的碳行星。

棕矮星之上

WD 一百三十七孵三百四十九 B : 第一擺確認超過紅矮星的階段了後的棕矮星。
佇咧一九八四年，有一寡天文學家設可能有猶未予人發現，敢若環境踅日頭的棕矮星（有時去予人號做復仇者），會當像經過恆星仝款，佮歐特雲產生交互作用。毋過這个理論已經敗市矣。

參考資料

外部連結

HubbleSite newscenter–Weather patterns on a brown dwarf

歷史

S . S . Kumar , _ Low-Luminosity Stars _ . Gordon and Breach , London , 一千九百六十九—an early overview paper on brown dwarfs
The Columbia Encyclopedia

細目

A current list of L and T dwarfs
A geological definition of brown dwarfs , contrasted with stars and planets ( via Berkeley )
Neill Reid's pages at the Space Telescope Science Institute :
On spectral analysis of M dwarfs , L dwarfs , and T dwarfs
Temperature and mass characteristics of low-temperature dwarfs
First X-ray from brown dwarf observed , Spaceref . com , 兩千
Brown Dwarfs and ultracool dwarfs（late-M , L , T）— D . Montes , UCM
Wild Weather : Iron Rain on Failed Stars—scientists are investigating astonishing weather patterns on brown dwarfs , Space . com , 二千空六
NASA Brown dwarf detectives—Detailed information in a simplified sense
Brown Dwarfs—Website with general information about brown dwarfs（has many detailed and colorful artist's impressions）

恆星

Cha Halpha 一 stats and history
A census of observed brown dwarfs（not all confirmed）, ca 一千九百九十八
Epsilon Indi Ba and Bb , a pair of brown dwarfs 十二 ly away
Luhman et al . , Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk
Discovery Narrows the Gap Between Planets and Brown Dwarfs , 兩千空七
Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs , N . R . Deacon and N . C . Hambly , 二千空六

棕矮星

歷史