褐色矮星
褐色矮星には通常リチウムが存在しており、低質量の恒星には存在していない。水素燃焼を起こすために十分な高温に到達できる恒星では、リチウムは急速に減少する。リチウム7と陽子の核融合では、ヘリウム4原子核2つが合成される。この反応に必要な温度は水素核融合を起こすために必要な温度よりわずかに低い。低質量の恒星では、対流によって恒星全体のリチウムがいずれ使い果たされることになる。そのため、褐色矮星候補天体においてリチウムのスペクトル線が存在することは、この天体が実際に亜恒星天体であることを示す強い指標となる。
木星を超える質量を持つ天体である 2M1207b と 2MASS J04414489+2301513(英語版) は、主星の褐色矮星の周りを大きな軌道間隔で公転している。このような比較的重く遠方を公転している天体は、降着起源ではなく分子雲の重力収縮から形成されたと考えられ、惑星というよりは準褐色矮星に属するものだと考えられる。ChaHα8 という褐色矮星を公転する低質量の伴星が視線速度法を用いて初めて発見されたことにより、数天文単位やそれよりも小さい距離で褐色矮星を公転する惑星を検出する道が開かれた。しかし ChaHα8 の主星と伴星の質量比はおよそ0.3であり、この系もどちらかと言うと連星系に類似している。その後2013年に、褐色矮星を比較的小さい軌道距離で公転する初めての惑星質量天体 OGLE-2012-BLG-0358Lb が発見された。2015年には、褐色矮星を公転する初めての地球質量程度の惑星 OGLE-2013-BLG-0723LBb が発見された。
褐色矮星の周りの星周円盤は、恒星の周りにある円盤と同じ特徴を多く持っていることが分かっている。
褐色矮星の中には、スペクトル分類で M6.5 やそれよりも晩期に分類されるものがある。これらは晩期M型矮星とも呼ばれる。この分類に属する褐色矮星は、一部の研究者の中では赤色矮星とみなされる場合もある。
原始星において、軽水素の核融合が始まるためには核の温度が 300万-400万 K を超えなければならず、そのためには最低でも太陽のおよそ 8% 以上 (木星質量の 75-80 倍以上) の質量が必要である。それ以下の質量しか持たない星では軽水素による核融合反応は起こらないが、軽水素よりも低温で核融合を起こす重水素 (H) の核融合、およびリチウム (Li) の核融合は起こる。これに必要な質量はだいたい太陽の 1% 程度、木星の13倍程度と考えられている。すなわち、褐色矮星の質量は木星質量の13倍から 75-80 倍 (およそ 2.5×10 kg から 1.5×10 kg) までの、最も重い巨大ガス惑星と最も軽い恒星の間の範囲である。これよりも軽い質量を持つ天体は準褐色矮星、あるいはしばしば自由浮遊惑星と呼ばれる。またこれよりも重い質量の場合は、スペクトル型が M9V の赤色矮星となる。なお、褐色矮星の基準に関しては、核融合反応があるかどうかよりも、その形成過程で定義するべきという議論も存在する。
褐色矮星内部では重水素の核融合が発生するものの、重水素の存在比率は低いため核融合反応は短期間で停止し、そのまま冷却していくことになる。これが褐色矮星であり、分類上は恒星にも惑星にも入らない。褐色矮星の内部は全領域で対流が発生していると考えられ、層構造や深さによる化学組成の分化はしていない。
グリーゼ229Bを含む、明るい恒星を公転する暗い天体を検出するために、近年はコロナグラフが使用されている。また Teide 1 を含む、暗い天体の集団を探査するために、CCD を備えた感度の高い望遠鏡が使用されている。その他、広視野の探査により Kelu-1 のような個々の暗い天体が同定されている。
褐色矮星は、しばしば太陽系外惑星を発見するサーベイ観測によって発見される。太陽系外惑星の発見方法は褐色矮星に対しても適用することができるが、褐色矮星は検出するのがより容易である。
褐色矮星はその強い磁場のため、電波の強い放射源にもなりうる。アレシボ天文台と超大型干渉電波望遠鏡群での観測プログラムではそのような天体が十数個以上発見されている。これらの天体は、この分類の他の天体と共通の磁気的な特徴を持っているため、超低温矮星とも呼ばれている。褐色矮星からの電波放射を検出することにより、磁場強度の直接測定が可能となる。