棕矮星

艺术家概念下的T型棕矮星。

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棕矮星（Brown dwarfs）是质量介于最重的气态巨行星和最轻的恒星之间的一种次恒星。具体而言，其是一种质量介于13—75或83倍木星质量（质量上限受金属丰度影响，因此有波动，由于褐矮星和小质量红矮星都完全对流，其金属丰度过低反而导致更容易散热，这样核心更容易坍缩导致电子简并态且难以升温，提高成为红矮星的门槛，因此可以认为最大质量的低金属丰度的褐矮星在质量上超过最小的红矮星），或大约2.5×10^28kg 至大约1.5×10^29kg。低于这个范围的是次棕矮星（有时被称为流浪行星），质量在这之上的是最轻的恒星红矮星。棕矮星可能只有对流，而没有分层或化学分化深度。

褐矮星不属于恒星，它们的总数大约为宇宙恒星总数的10%~50%左右。褐矮星的表面温度约300K—2500K，按光谱分为L（1300–2500 K）、T（600–1300 K）和 Y（< 600 K）。褐矮星的核聚变过程通常仅维持几百万年至几千万年，此后光度慢慢变暗、维持发光时间长于宇宙年龄，只是太暗以后，会非常不显眼且不能再为宜居带提供足够热量；褐矮星的发光寿命与质量呈正相关，尽管与恒星一样，褐矮星质量越大则核聚变越是快速结束，但是之后的散热则越慢于是发光时间越长，这样越有利于维持宜居带。大质量褐矮星在最极端有利情况下可以让宜居带支撑20~30亿年以上的时间，但大多数褐矮星也就几千万年到几亿年的稳定宜居窗口，这样其宜居带维持时长仅和B型主序星相当的水平。

不同于主序带上的恒星，棕矮星的质量不足以维持核心中氢（1H）融合成氦的核融合反应。然而，当它们介于13和65之间的质量时，被认为可以进行氘（2H）的核融合（注意由于氘丰度太低，也因此导致褐矮星不能长期产能，氘丰度过低下主要是氕氘聚变，氘氘聚变仅微量顺带）。若达到介于65和80之间的质量，则还可以进行氕（1H）与锂（7Li）的核融合（常见误解，可能误解为进行氘（2H）和锂（7Li）的聚变，实际上由于氘的隧道效应弱于氕以及新合成原子核结构的稳定性会影响势垒，其难度反而大于氕（1H）与锂（7Li）的聚变）。人们还在争议能否不以核融合反应来定义，而以形成的过程定义棕矮星。

恒星都按照光谱来分类，棕矮星的光谱分类为M、L、T和Y型。尽管它们都被称为棕矮星，但仍然有着不同的颜色。以人眼能看见的许多棕矮星，它们可能是橙色或红色。在可见光的波长范围内，棕矮星都很黯淡。

已知有行星环绕的棕矮星有2M1207b、MOA-2007-BLG-192Lb、和J044144b。

距离地球最近的棕矮星是在2013年发现的卢曼16，这是距离6.5光年的一对联星。截至2017年12月，在NASA的档案中质量最大的系外行星是HR 2562 b，估计质量在，已经超过行星和棕矮星质量分界（13）的两倍多，实际上其质量下完全能进行氘（2H）聚变、符合物理学定义的褐矮星（仅因为绕着恒星HR 2562公转就视为行星，然而多星系统中经常有小质量恒星绕着大质量恒星转动，也没有因此把小质量恒星定义为行星）。

## 历史

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在1960年代，从理论上就已经推测出棕矮星的存在。

### 理论建立初期

在希夫·库马尔于1960年代建立理论时，现在所谓的“棕矮星”被称为黑矮星；在对太空中自由漂流的次恒星天体的分类，这是一种不足以维持氢融合反应的天体。然而，（a）黑矮星这个名词已被用来标示冷却后的白矮星；（b）红矮星可以燃烧氢；（c）这些天体在其生命的早期可能会发出可见光。正因为如此，这种天体曾经被提出的替代名词包括子星和次恒星。在1975年，吉儿·塔特以其颜色接近棕色，提出了棕矮星这个名词。

“黑矮星”这个名词现在是指已经冷却到不再发出可见光程度的白矮星。然而经过计算，即使是质量最低的白矮星，其冷却到这样的温度所需要的时间也比目前的宇宙年龄还要长许多，因此预期这种天体尚不存在。

早期的理论认为质量最低的恒星和氢燃烧的极限在第一星族星是0.07太阳质量，在第二星族星是0.09，而且不会经历正常的恒星演化历程，就成为一颗致密星。第一个自洽的氢燃烧最低质量计算，证实第一星族星的质量在0.07至0.08。

### 氘燃烧

在1980年代后期，受到氘燃烧将质量下限缩减为0.012太阳质量，还有在棕矮星外层低温的大气层有尘埃形成的影响，引发对这些理论的质疑。然而，因为它们几乎不发出可见光，所以很难找到这样的天体。这些天体辐射最强的光谱主要在红外线上，而地面上观测红外线的仪器当时还不够精良，无法轻易地分辨出任何棕矮星。

从那时以来，通过各种方法进行的多次搜索都在寻找这种天体。这些方法包括环绕着视野星的多色成像调查、调查主序星中矮星和白矮星的黯淡伴星、调查年轻星团、和监测径向速度以寻找紧邻的伴星。

### GD 165B和“L”类

多年来，发现棕矮星的努力毫无结果。然而在1988年，在以红外线搜索发搜寻白矮星的工作中发现一颗被称为“GD 165”的恒星有黯淡的伴侣。GD 165B的光谱是非常的红且神秘，但没有显示预期的低质量红矮星特征。很显然的GD 165B需要归类在比当时已知的小矮星更冷的物体。GD 165B在将近10年的期间都是独一无二的，直到2微米全天巡天（2MASS）的调查展开，才发现更多具有这一类色彩和光谱特征的天体。

如今，GD 165B被认为是“L矮星”这一类型天体的原型。

尽管当时发现最低温矮星的意义重大，但争论的是GD 165B是该归类为棕矮星，还仅仅是一颗质量很低的恒星。因为从外观上来讲，很难区分这两种天体。

在发现GD 165B之后，其它的棕矮星候选者报告很快的就被提出。但是，大多数的候选者因为缺乏锂，表明它们只是一颗恒星，因而丧失了后者的资格。真正的恒星在一亿年不到的时间就会燃烧掉锂，但棕矮星不会；而令人困惑的是棕矮星的亮度和温度都类似于真正的恒星。因此，在年龄超过一亿岁的天体大气中检测到锂，才能确认它是一颗棕矮星。

### 葛利泽229B和“T”型甲烷矮星

在1995年，棕矮星的研究有了极大的突破，发现了两个无可置疑的次恒星天体（泰德 1和葛利泽229B），并且以670.8奈米的谱线确认了锂的存在。其中最著名的是后者，它被发现温度和亮度都远低于恒星的范围。引人注目的是，其红外线光谱清楚的呈现2微米的甲烷吸收带，这种特征以前只在巨行星和土星的卫星泰坦的光谱中观测到。甲烷的吸收不会在主序星的温度下出现，此一发现协助建立了另一类温度比L矮星更低的“T矮星”，葛利泽229B就是此一类型的原型。

第一次确认的棕矮星是由西班牙天文物理学家Rafael Rebolo（领导者）、玛丽亚·罗莎·萨派特罗·奥索里奥和爱德华多·马丁在1994年发现的。他们发现的这个天体被称为泰德 1，位于疏散星团昴宿星团内。发现的本文袃1995年春天提交给自然杂志，该杂志在1995年9月14日发表。自然在头版头条，很显目的标示“棕矮星的发现，正式版”。

发现泰德1的影像是IAC的团队在1994年1月6日使用泰德峰天文台口径80公分的望远镜（IAC 80）搜集影像，而根据纪载，它的光谱是在1994年12月使用穆查丘斯罗克天文台（拉帕尔马岛）4.2米的威廉·赫歇耳望远镜采集的。因为泰德1是昴宿星团的成员，它的距离、化学组成、和年龄，才能被估计出来。使用最先进的恒星演化模型，团队估计泰德1的质量是55±15木星质量，这显然低于恒星质量的下限。这个天体随后成为年轻棕矮星工作相关引用的参考。

在理论上，质量低于65木星质量的棕矮星，在其演化过程中的任何时间点上都不会引燃锂燃烧的过程。事实上，检测锂的原则是调查低光度和低表面温度天体的本质之一。

由凯克I望远镜所获得的高品质光谱资料，显示泰德1一直保持形成昴宿星团的分子云原本的组成分，也证实在核心始终未进行锂燃烧的核融合反应。这些观测确认泰德1是一颗棕矮星，也验证了锂光谱测试的成效。

有一段时间，泰德1是太阳系之外，经由直接观测能见到的最小的天体。迄今，确认的棕矮星已经超过1,800颗，甚至有一些非常靠近地球，像是被引力束缚在一起，距离太阳大约12光年的一对棕矮星印地安座εBa和Bb，还有距离仅有6.5光年的棕矮星联星Luhman 16。

## 理论

恒星诞生的标准机制是通过冷星际云的气体和尘埃形成引力坍缩。当云气收缩时，因为释放出重力位能而使它的温度升高。在进行收缩的早期，气体会迅速的放热，将多余的能量辐射出去，使坍缩继续进行。最后，中心区域会变得足够致密而陷阱辐射。因此，坍缩的云气中心温度和密度随着时间的推移而急遽增加，这使得收缩减缓，直到原恒星核心的温度和压力大到足以引发热核反应。大多数的恒星，经由热核融合成的气体和辐射压力将支撑它阻止任何进一步的引力收缩。达到流体静力平衡的恒星，会花费绝大部分的生命期在氢融合成氦的主序星时期。

然而，如果原恒星的质量大约低于0.08太阳质量，在核心不会点燃正常的核融合反应。重力收缩不足以让这么小的原恒星产生足够的热，而在核心的温度达到可以引发核融合反应之前，密度已经达到使原子密集到足以创建量子状态的电子简并压力。依据棕矮星内部的模型，典型的核心温度、压力和密度将如下式预期所示：

- $$10\,\mathrm{g/cm^3} \,\lesssim\, \rho_c \,\lesssim\, 10^3\,\mathrm{{g}/{cm^{3}}}$$
- $$T_c \lesssim 3 \times 10^6\,\mathrm{K}$$
- $P_c \sim 10^5\,\mathrm{Mbar}$。

这意味着这颗原恒星是质量不够和密度不足以达到维持氢融合所需要的条件。由电子简并压力所达到的密度和压力，阻止了物质继续向核心掉落。

进一步阻止引力收缩的结果是“失败的恒星”，或是棕矮星只是经由冷却释放掉其内部的热能。

### 高质量棕矮星VS低质量恒星

- 锂普遍存在于棕矮星，而不存在于低质量恒星。要成为恒星，必需进行氢融合反应，这会迅速消耗掉它们的锂。这是因为锂-7和质子的碰撞会产生两颗氦-4的原子核，而这种反应所需要的温度恰好低于氢融合所需要的温度。低质量恒星内部的对流确保整体的锂会被耗尽，因此在次恒星的光谱中存在锂线，是棕矮星候选者的强力指标。使用锂来区分棕矮星和低质量恒星的方法通常称为锂测试，最早是由Rafael Rebolo、爱德华多·马丁、和Antonio Magazzu提出的。然而，在非常年轻的恒星中，因为还没有足够的时间来燃烧掉，也还存在着锂。更重的恒星，像太阳，可以将锂保存在外层的大气中，而永远不会获得足够的温度使锂枯竭，不过从它们的大小已足以分辨出它们不是棕矮星。与此相反的，在质量范围上限的棕矮星，在它们年轻的时候可以热到足以耗尽锂。矮星的质量超过65木星质量，在它们活到5亿岁时就可以烧尽它们的锂

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</ref>，因此這種測試是不完美的。
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### 低质量棕矮星vs高质量行星

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棕矮星另一个显著的特性是它们的半径大约都与木星的半径相同。在它们质量的上限范围（60-90木星质量），棕矮星的体积主要由电子简并压力维持，如同白矮星。在质量的下限范围（10木星质量），其体积是由库伦压力维持，如同行星。由此，棕矮星的半径随着质量变化的范围仅有10-15%，这使得它们很难与行星区别开来。

此外，有许多的棕矮星没有经历过核融合：在质量的下限范围（低于13木星质量），它们的核心从未热到可以进行融合氘，甚至在质量的上限范围（超过60木星质量），快速的冷却使它们不能持续进行核融合，能进行核融合的时间大约只在1,000万年以内。

X射线和红外线光谱的分析也有些迹象。有些棕矮星能发出X射线；并且所有较温暖的棕矮星持续地在红光和红外线的光谱中发出引人注目的光辉，直到它们的温度低到像行星那样（低于1,000K）。

气体巨星有一些棕矮星的特性。例如，木星和土星两者的主要成分都像太阳一样，是氢和氦。而土星的质量只是木星的30%，但却几乎和木星一样大。太阳系中的三颗巨大行星（木星、土星、和海王星）排放出来的热量比从太阳收到的更多。而且4颗巨大的行星都有自己的“行星系统”—它们的卫星。棕矮星像恒星一样，是单独形成的，只是缺乏足够的质量，不能像恒星一样的燃烧。像所有的恒星一样，它们可以是单独的天体，也可以很靠近其他的恒星。有些轨道也像行星一样，是椭圆的轨道。

目前，国际天文学联合会考虑质量在可以燃烧氘的质量下限（目前以太阳系的金属量计算是13木星质量）以上的天体是棕矮星，而在此质量下限以下（并且环绕其他恒星或恒星残骸的），则被考虑是一颗行星。

以13木星质量做分界只是一个经验法则，而不具有精确的物理意义。较大的天体会烧掉较多的氘，而较小的只会烧掉一些，13木星质量大约在它们中间点的位置。氘的数量在某种程度上也取决于天体本身的一些组成分，特别是氦和氘相较于其他重元素的比例，这些决定了大气透明度、进而影响到该天体冷却的速率。

太阳系外行星百科包含质量高达25木星质量的系外行星，系外行星资料浏览器也收录24木星质量的行星。

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次棕矮星或“行星质量棕矮星”是在与恒星和棕矮星相同模式下形成的另一种天体（也就是说，它们经由气体云的坍缩，但是质量低于氘燃烧（大约13木星质量）的热融合所需要的质量）。一些研究人员称它们是自由漂浮行星，而另一些人则称它们是行星质量棕矮星。

次棕矮星的形成方式与恒星相同，经由气体云的坍缩（或许有光侵蚀的协助），但是对于此过程是否会形成行星，以及在分类上则尚未取得共识自由漂浮次棕矮星在观测上与最初在恒星形成，然后被逐出轨道的流浪行星没有什么区别；另一方面，在星团中形成的次棕矮星也可能被捕获，进入环绕恒星的轨道。国际天文学联合会的太阳系外行星工作小组（WGESP）提出了“次棕矮星”这个名词，定义为：在年轻星团中发现，质量在棕矮星质量下限之下的自由漂浮天体。

#### 低质量极限

气体云坍缩可以形成的次棕矮星质量下限大约是1 MJ。这是因为气体的重力塌缩需要辐射能量，但受到透明度的限制会加热天体。在一篇论文中描述了3 MJ的候选者。

#### 可能的行星质量棕矮星列表

环绕一颗或更多恒星

这些恒星的伴星是次棕矮星还是行星，还没有获得共识。

- WD 0806-661 B
- 室女座DT c
- 金牛座FW b
- ROXs 42b b

环绕着棕矮星

这些恒星的伴星是次棕矮星还是行星，还没有获得共识。

- 2MASS J04414489+2301513的伴星，质量为5–10MJ
- 2M1207b

自由漂浮

- WISE 0855–0714：距离地球约7光年，质量在3-10 MJ
- S Ori 52
- UGPS J072227.51-054031.2
- Cha 110913-773444
- CFBDSIR2149-0403

## 观测

### 棕矮星的类型

#### 光谱类型M

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光谱类型在M6.5与之后的恒星是棕矮星，它们也称为后M矮星。

#### 光谱类型L

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长期以来，M是古典的恒星光谱类型中温度最低的一类。光谱以一氧化钛（TiO）和钒氧化物（VO）分子的可见光吸收谱线为主。然而，GD 165B，白矮星GD 165的伴星，没有标示M矮星的TiO吸收谱线特征。随着越来越多如同GD 165B的天体现身，最终导致柯克派翠克和其他人定义新的光谱类型，L矮星：在红光区不是微弱的金属氧带（TiO、VO），而是强烈的金属氢化物带（FeH、CrH、MgH、CaH）和显著的碱金属线（NaI、Kl、CsI、RbI）。已经确认的谱线超过900条，多数都是由广域巡天：2微米全天巡天（2MASS）、近红外南天深度巡天（DENIS）、和史隆数位巡天（SDSS）等的成果。

#### 光谱类型T

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如同GD 165B是L矮星的原型，葛利泽229B是第二种光谱类型T矮星的原型。而近红外线（NIR）光谱的L矮星显示强烈的水（H2O）和一氧化碳（CO）的吸收线，葛利泽229B的近红外线光谱主要的吸收线则来自甲烷（CH4），这种特征只曾在太阳系巨大的土星和它的卫星泰坦发现过。CH4、H2O、和氢分子的碰撞诱导吸收（CIA，collision-induced absorption），使得葛利泽229B的近红外影像呈现蓝色。它陡峭的红色光谱也缺乏L矮星的FeH和CrH吸收带，反而有异常宽广的碱金属钠和钾的吸收特征。这些差异导致柯克·派翠克提出有H-和K-波段与CH4吸收特征的T矮星光谱类型。已经知道的T矮星有355颗。最近，亚当和汤姆·格巴尔研拟了T矮星近红外光谱分类的新方案。理论认为L矮星是混和了质量非常低的恒星和次恒星天体（棕矮星），而T矮星完全都由棕矮星组成。因为钠和钾的吸收在T矮星光谱中绿色的部分，在人类视觉感知的T矮星真实颜色应该是煤焦油染料的洋红色，而不是棕色。光谱类型T的棕矮星，像是WISE 0316+4307，已经检测出其距离太阳超过100光年。

#### 光谱类型Y

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还有一些人怀疑，如果还有的话，应该属于Y型矮星，并预期它们将比T型矮星冷得多。虽然没有明确定义的谱序，也尚未有原型，但它们已经有了模型。

在2009年，已知最冷的棕矮星温度估计在500-600k之间，并已分配光谱为T9。有三颗棕矮星的例子，分别是CFBDS J005910.90-011401.3、ULAS J133553.45+113005.2、和ULAS J003402.77−005206.7。这些天体的光谱显示在1.55微米附近的吸收谱。Delorme等人认为这些是氨的吸收谱线，应该被看作是T-Y的过渡，这些天体应该标志为Y0。但是，这项特征很难区分是否是水和甲烷的吸收，因此其它的作者认为归类为Y0尚言之过早。

在2010年4月，发现了两颗超级冷的次棕矮星（UGPS 0722-05和SDWFS 1433+35），被提出来做为光谱分类Y0的原型。

在2011年2月，Luhman等人报告在一颗白矮星发现了邻近的伴星，是温度大约300K，7木星质量的棕矮星。尽管这是行星的质量，但罗德里格斯等人认为它不可能像行星那样的方法形成。

不久后，刘等人出版了一份非常冷（〜370K）的环绕着非常低质量棕矮星的棕矮星报表，并且注明鉴于它们的低光度、非典型的颜色和寒冷的温度，CFBDS J1458+10B被架设是Y型矮星最有希望的候选者。

在2011年8月，科学家使用NASA的WISE资料发现6颗Y型矮星－有着像恒星的身体，但温度与人体一样冷。

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从WISE的资料已经发现了上百颗新的棕矮星，其中有14颗归类为极冷的Y型矮星。一颗被称为WISE 1828+2650的Y型矮星是在2011年8月发现的，是纪录中温度最低的棕矮星－完全没有发射可见光。这种天体被认为像是自由漂浮行星，更胜于是恒星。最初估计WISE 1828+2650有温度大约低于300K的大气层—将它和室温的上限298K（25 °C，80 °F）比较，它的温度已经修正和更新为范围在250至400K（−23–127 °C，−10–260 °F）。

在2014年4月，WISE 0855–0714被宣布其温度轮廓估计在225至260K，质量在3-10木星质量，也很不寻常地观测到它的视差，意味着它距离太阳系很近，只有7.2±0.7光年的距离。

### 棕矮星的光谱和大气特性

L型和T型矮星的排放通量多数是在1至2.5微米的近红外线范围内。从后期M型、L型、T型序列的低温和递减的温度，结果是在近红外有着丰富的谱线和种类繁多的特点。从中性原子到广泛的分子带，所有的一切都在温度、重力和金属量上具有不同的依赖性和相对较窄的谱线。此外，在这些低温条件下，有利于冷凝气体的状态和晶粒的形成。

棕矮星大气的典型温度范围从2,200下降至750K。相较于恒星，内部稳定的核融合使自身暖起来，棕矮很快就结束并变得冰冷。质量大的棕矮星冷却得比质量小的缓慢。

### 观测的技术

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日冕仪最近被用于检测环绕着明亮恒星的暗弱天体，包括葛利泽229B。

配备了灵敏的电子耦合装置（CCD）的望远镜已经用来寻遥远星团中暗弱的天体，包括泰德1。

广视野搜寻也已经确认一些独立的黯淡天体，像是距离30光年远的克鲁1。

在搜寻系外行星的巡天调查中，经常会发现棕矮星。系外行星侦测法对棕矮星也一样适用，而且还更为容易。

### 里程碑

- 1995:第一颗棕矮星被确认。泰德1是位于昴宿星团的一颗光谱类型为M8的天体，是被Instituto de Astrofísica de Canarias位于西班牙加那利群岛中的拉帕尔玛岛上的穆查丘斯罗克天文台使用CCD筛检出来的。

确认第一颗甲烷棕矮星。葛利泽229B是使用位于南加州帕洛马山帕洛马天文台60英寸反射镜的自适应光学配合日冕仪，从锐化的影像中发现环绕着葛利泽229A（距离地球20光年远）的这颗棕矮星。随后，200英寸（5米）的海尔望远镜红外线光谱显示有大量的甲烷。

- 1998年：发现第一颗辐射出X射线的棕矮星。蝘蜓座α1是在蝘蜓座I暗星云内的一个M8天体，被测出是一个X射线源，类似于对流的晚期型星。
- 1999年12月15日：第一次检测到来自棕矮星的X射线闪焰。加州大学的一个团队使用钱卓X射线天文台监测LP 944-20（距离16光年，60木星质量），观察到2小时的闪焰。
- 2000年7月27日：第一次检测到棕矮星的无线电发射（在闪焰和静止期）。一个使用甚大天线阵研究LP 944-20的学生团队在2001年3月15日的自然杂志上发表了他们的成果。
- 2014年4月25日：发现已知最冷的棕矮星。WISE J085510.83-071442.5是距离地球7.2光年，是距离太阳第7近的一颗恒星，表面温度在-13℃至-48℃NASA。

### 棕矮星和X射线源

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自从1999年检测到棕矮星的X射线闪焰，就建议改变有磁场的天体，将类似的低质量恒星也纳入其中。

中心没有强大核能来源，棕矮星的内部是在快速沸腾，或对流的状态。当结合了大多数的棕矮星都展现出快速的自转，为对流建立了强而有力的发展条件，在表面附近纠结磁场。钱卓X射线天文台观测到来自LP 944-20的闪焰有可能起源自棕矮星表面下的湍流磁化热材料。部分表面的闪焰可以传导热进入大气层，使电流流动，产生X射线闪焰，就像发生闪电。在非燃烧期间缺乏来自LP 944-20的X射线也是一个值得注意的结果。它设置了最低能量以观测棕矮星产生的稳定X闪焰能量，并显示当棕矮星的表面温度低于2800K时，日冕不再出现，并成为电中性。

使用NASA的钱卓X射线天文台，科学家已经在一个多星系统中发现来自低质量棕矮星的X射线。这是第一次在靠近母恒星（类似太阳的恒星TWA 5A）的棕矮星解析出X射线来自日东京中央大学的坪井（Yohko tsuboi）说：“我们的钱卓资料显示，X射线起源于棕矮星日面的电浆，它们的温度高达300万℃”，“这颗棕矮星的X射线亮得如同今天的太阳，但是它比太阳小了50倍”。“因此，这种观测提高了巨大行星可能会在它们的青春期发出X射线的可能性！”

### 最近的发展

位于蝘蜓座，距离地球500光年的棕矮星蝘蜓座110913-773444，可能是一个形成过程中的微型行星系统。来自宾夕法尼亚州立大学的天文学家相信他们检测到类似于太阳系形成假说的气体和尘埃盘面。Cha 110913-773444是迄今为止发现最小的棕矮星（8倍木星质量），如果它形成行星系统，它将是已知系统中最小的一个。他们的研究结果发表在2005年12月10日的天文物理杂志。

目前观测已知的棕矮星候选者已经揭露一种模式，红外线辐射的闪耀和模糊不清，显示相对较低的温度，还有不透明的云遮蔽内部的热，激起极端的风。在这些天体上的天气是极端剧烈的，可以媲美并远远超过木星上著名的大红斑。

在2013年1月8日，天文学家使用NASA的哈伯太空望远镜和史匹哲太空望远镜探测被命名为2MASS J22282889-431026的棕矮星，绘制出迄今最详细的棕矮星天气图，它显示风力驱动着行星大小的云。新的研究不仅是对棕矮星有更进一步的理解，也是研究太阳系外行星大气的踏脚石。

NASA的WISE任务已经检测到200颗新的棕矮星。实际上，在宇宙中邻近我们的棕矮星比过去认知的要少。并非每有一颗棕矮星就有一颗恒星，而是每有一颗棕矮星，可能就有6颗恒星。

## 环绕棕矮星的行星

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从相对较大的质量与大轨道推断，环绕着棕矮星的行星质量天体2M1207b、豺狼座GQ b和2MASS J044144，可能是由环绕着棕矮星的云气塌缩而成，而不是吸积形成的，所以可能是次棕矮星而不是行星。然而，在2013年，发现第一颗在一个相对较小的轨道上环绕着棕矮星的低质量伴星（OGLE-2012-BLG-0358L b）。

环绕着棕矮星的盘面已经发现有许多特征与恒星相同；因此预期会有吸积形成的行星环绕着棕矮星。有鉴于棕矮星盘面的低质量，大多数的行星将会是类地行星，而不是气体巨星。如果有一颗环绕棕矮星的气体巨行星横越过我们的视线，然后，因为它们有着大约相似的直径，会产生很明显的凌日的讯号。行星的吸积区很接近棕矮星本身时，潮汐力就会有很大的影响。

环绕着棕矮星的行星很可能是耗尽水的碳行星。

## 棕矮星之最

- WD 0137-349 B:第一次确认幸存于红矮星阶段之后的棕矮星。
- 在1984年，有一些天文学家假设可能有尚未被发现，环绕着太阳的棕矮星（有时被称为复仇者），可以像经过的恒星一样，和欧特云产生交互作用。但这个理论已经没落了。

棕矮星

标题｜棕矮星名称｜光谱类型｜RA/Dec｜星座｜注解

第一颗发现｜泰德1（昴宿，疏散星团）｜M8｜3h47m18.0s +24°22'31"｜金牛座｜1989年和1994的影像

第一个日冕仪影像｜Gliese 229 B｜T6.5｜06h10m34.62s −21°51'52.1"｜豺狼座｜1994年发现

第一个微太阳系（planemo）｜2MASSW J1207334-393254｜M8｜12h07m33.47s −39°32'54.0"｜半人马座

第一颗有行星质量天体环绕的｜2M1207｜在2004年发现

第一颗有尘埃盘的第一颗有偶极外向流

第一颗旷野型（孤独者）｜泰德1｜M8｜3h47m18.0s +24°22'31"｜金牛座｜1995年

第一颗普通恒星的伴星｜Gliese 229 B｜T6.5｜06h10m34.62s −21°51'52.1"｜豺狼座｜1995年

第一对分光联星棕矮星｜PPL 15 A, B ｜M6.5｜金牛座｜Basri和Martin在1999年发现

第一队食联星棕矮星｜2M0535-05 ｜M6.5｜猎户座｜Stassun等人在2006、2007年（距离大约450秒差距）

第一颗T型棕矮星｜印地安座εBa，Bb ｜T1 + T6｜印地安座｜距离：3.626秒差距

第一组三合棕矮星｜DENIS-P J020529.0-115925 A/B/C｜L5、L8和T0｜02h05m29.40s −11°59'29.7"｜鲸鱼座｜Delfosse等人在1997年， mentions

第一颗晕宗矮星First halo brown dwarf｜2MASS J05325346+8246465｜sdL7｜05h32m53.46s +82°46'46.5"｜双子座｜Adam J. Burgasser等人在2003年

第一颗晚期M光谱｜泰德1｜M8｜3h47m18.0s +24°22'31"｜金牛座｜1995年

第一颗L型光谱

第一颗T型光谱｜Gliese 229 B｜T6.5｜06h10m34.62s −21°51'52.1"｜豺狼座｜1995年

最后期的T型光谱｜ULAS J0034-00｜T9｜鲸鱼座｜2007年

第一颗Y型光谱｜CFBDS0059 – pending.它也被归类为T9矮星，因为它酷似其他的T矮星｜~Y0｜2008年

第一颗辐射X射线｜蝘蜓座α1｜M8｜蝘蜓座｜1998年

第一颗X射线闪焰｜LP 944-20｜M9V｜03h39m35.22s −35°25'44.1"｜天炉座｜1999年

第一颗无线电辐射（在闪焰和静态）｜LP 944-20｜M9V｜03h39m35.22s −35°25'44.1"｜天炉座｜2000年

Brown Dwarfs

标题｜棕矮星名称｜光谱类型｜RA/Dec｜星座｜注解

最老的最年轻的最重的富金属量

贫金属量｜2MASS J05325346+8246465｜sdL7｜05h32m53.46s +82°46'46.5"｜双子座｜距离〜10–30pc，金属量0.1–0.01ZSol

最轻的最大的最小的

最远的｜WISP 0307-7243｜T4.5｜03h07m45.12s −72°43'57.5"｜距离：400秒差距

最近的｜Luhman 16｜距离：〜6.5光年

最亮的｜蒂加登星（Teegarden's star）｜M6.5

最暗的｜WISE 1828+2650｜Y2

最热的

最冷的｜WISE J085510.83-071442.5｜温度： -48至 -13 ℃

密度最大的｜柯洛3b｜凌日棕矮星柯洛3b有着22，直径是木星的1.01±0.07倍。在标准条件下，它的密度稍高于锇。

密度最低的

## 外部链接

- HubbleSite newscenter – Weather patterns on a brown dwarf

### 历史

- S. S. Kumar, Low-Luminosity Stars. Gordon and Breach, London, 1969—an early overview paper on brown dwarfs
- The Columbia Encyclopedia

### 细目

- 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, 2000
- 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, 2006
- 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）

### 恒星

- Cha Halpha 1 stats and history
- A census of observed brown dwarfs（not all confirmed）, ca 1998
- Epsilon Indi Ba and Bb, a pair of brown dwarfs 12 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, 2007
- Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs, N.R.Deacon and N.C.Hambly, 2006