褐色矮星
準褐色矮星 (英: sub-brown dwarf) と呼ばれる13木星質量を下回る天体は、恒星や褐色矮星と同じ経路で形成される (つまりガス雲の収縮を介して形成される) が、重水素の核融合を起こすことのできる限界を下回る質量を持つ。
一部の研究者たちはこのような天体を自由浮遊惑星 (英: free-floating planet) と呼んでいるが、別の研究者たちは惑星質量の褐色矮星 (英: planetary-mass brown dwarf) と呼んでいる。
恒星とは異なり、年老いた褐色矮星はしばしば非常に長い期間に渡って十分に低温になり、高温の天体では存在できないメタンが観測可能な量存在することができる。この手法で確認された褐色矮星の例として、グリーゼ229Bが挙げられる。
褐色矮星は最大で6キロガウスの強度の磁場を維持できる。褐色矮星のおよそ 5-10% は強い磁場を持ち電波を放出していると思われ、またモンテカルロ法を用いたモデル化と褐色矮星の平均空間密度からは、太陽から25パーセク以内には40個程度の磁場を持った褐色矮星が存在すると見られている。電波の向きの規則的で周期的な反転は、褐色矮星の磁場の構造が周期的に反転していることを示唆するものである可能性がある。これらの反転は太陽活動周期と同様に、褐色矮星の磁気的な活動サイクルの結果であるかもしれない。
現在「褐色矮星」(brown dwarfs) と呼ばれている天体の存在は、1960年代に Shiv S. Kumar によって理論的に予測された。また1963年には林忠四郎と中野武宣によって、0.08太陽質量よりも軽い星は水素核融合を起こさず、高い電子縮退状態に向けて収縮することを発見した。このような天体は当初は「黒色矮星」(black dwarf) と呼ばれており、水素の核融合を維持できるほどの質量を持たず、宇宙空間を浮遊している暗い亜恒星天体を指す分類であった。しかし、黒色矮星という名前は冷たい白色矮星を指す用語として既に使用されており、赤色矮星は水素燃焼を起こすこと、また褐色矮星はその一生の初期段階では可視光線の波長で明るくなる可能性があると考えられた。そのため、これらの天体を指す名称としてプラネターや substar などを含む代替の名前が提案された。1975年にジル・ターター(英語版) が近似的な色として "brown" を用い、"brown dwarfs" という名称で呼ぶことを提案した。
1980年代になって、0.012太陽質量以上の質量を持つ天体では重水素の核融合が起きることが発見され、また褐色矮星の低温な外層大気でのダスト形成の影響が発見されたことにより、これらの理論には疑問が投げかけられた。しかしこのような天体は可視光をほとんど放射しないため、発見することが困難であった。褐色矮星が最も強く放射をする波長は赤外線であり、その当時の地上の赤外線検出器はいかなる褐色矮星も確実に同定できるほどの精度は持っていなかった。
以降、様々な手法を用いた多数の探索によって褐色矮星が捜索されてきた。これらの手法には、散在星の周囲での多色撮像サーベイ、主系列星と白色矮星の暗い伴星の撮像サーベイ、若い星団のサーベイ観測、近接した伴星の視線速度からの探索などを含んでいる。
褐色矮星の内部モデルによると、核の密度、温度と圧力に対して予想される典型的な値は以下の通りである。
10 g / c m 3 ≲ ρ c ≲ 10 3 g / c m 3 {\displaystyle 10\,\mathrm {g/cm^{3}} \,\lesssim \,\rho _{c}\,\lesssim \,10^{3}\,\mathrm {{g}/{cm^{3}}} }
T c ≲ 3 × 10 6 K {\displaystyle T_{c}\lesssim 3\times 10^{6}\,\mathrm {K} }
P c ∼ 10 5 M b a r . {\displaystyle P_{c}\sim 10^{5}\,\mathrm {Mbar} .}
これは、この原始星は水素の核融合反応を維持するのに必要な条件に到達する十分な質量を持たず、十分な密度も持たないことを意味する。降着してくる物質は、電子縮退圧によって核融合の継続に必要な密度と圧力に到達するのを阻害される。
このようにしてさらなる重力収縮が妨げられ、結果として "failed star" (恒星になり損ねた星)、褐色矮星となる。その後褐色矮星は、内部の熱エネルギーを放射して単に冷却していくだけの天体となる。