褐矮星

褐矮星是質量介於最重的氣態巨行星和最輕的恆星之間的一種次恆星，具體而言，質量介於13至75或80倍木星質量 ，或大約2.5×1028 kg 至大約1.5×1029 kg。低於這個範圍的是次褐矮星（有時被稱為流浪行星），質量在這之上的是最輕的恆星紅矮星（光譜類型M9V）。褐矮星可能只有對流，而沒有分層或化學分化深度。

不同於主序帶上的恆星，褐矮星的質量不足以維持核心中氫（1H）融合成氦的核聚變反應。然而，它們介於13 MJ和65 MJ之間的質量，被認為可以進行氘（2H）和鋰（7Li）的核聚變。人們還在爭議能否不以核聚變反應來定義，而以形成的過程更好的定義褐矮星。

恆星都按照光譜來分類，褐矮星的光譜分類為M、L、T和Y型 。儘管它們都被稱為褐矮星，但仍然有着不同的顏色。以人眼能看見的許多褐矮星，它們可能是橙色或紅色。在可見光的波長範圍內，褐矮星都很黯淡。

已知有行星環繞的褐矮星有2M1207b、MOA-2007-BLG-192Lb、和J044144b。

距離地球最近的褐矮星是在2013年發現的盧曼16，這是距離6.5光年的一對聯星。截至2017年12月，在NASA的檔案中質量最大的系外行星是HR 2562 b，估計質量在30±15 MJ，已經超過行星和褐矮星質量分界（13 MJ）的兩倍多。

理論建立初期

在希夫·庫馬爾於1960年代建立理論時，現在所謂的"褐矮星"被稱為黑矮星 ；在對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。然而，（a）黑矮星這個名詞已被用來標示冷卻後的白矮星；（b）紅矮星可以燃燒氫；（c）這些天體在其生命的早期可能會發出可見光。正因為如此，這種天體曾經被提出的替代名詞包括子星和次恆星 。在1975年，吉兒·塔特以其顏色接近棕色，提出了褐矮星這個名詞。

"黑矮星"這個名詞現在是指已經冷卻到不再發出可見光程度的白矮星。然而經過計算，即使是質量最低的白矮星，其冷卻到這樣的溫度所需要的時間也比目前的宇宙年齡還要長許多，因此預期這種天體尚不存在。

早期的理論認為質量最低的恆星和氫燃燒的極限在第一星族星是0.07太陽質量（M☉），在第二星族星是0.09M☉，而且不會經歷正常的恆星演化歷程，就成為一顆緻密星 。第一次自一致性的氫燃燒最低質量計算，證實第一星族星的質量在0.07至0.08M☉ 。

理論

赫羅圖光譜型態褐矮星白矮星、紅矮星、次矮星、主序星、次巨星、巨星、亮巨星、超巨星、特超巨星、絕對星等(MV)。

恆星誕生的標準機制是通過冷星際雲的氣體和塵埃形成引力坍縮。當雲氣收縮時，因為釋放出重力位能而使它的溫度升高。在進行收縮的早期，氣體會迅速的放熱，將多餘的能量輻射出去，使坍縮繼續進行。最後，中心區域會變得足夠緻密而陷阱輻射。因此，坍縮的雲氣中心溫度和密度隨着時間的推移而急遽增加，這使得收縮減緩，直到原恆星核心的溫度和壓力大到足以引發熱核反應。大多數的恆星，經由熱核聚變成的氣體和輻射壓力將支撐它阻止任何進一步的引力收縮。達到流體靜力平衡的恆星，會花費絕大部分的生命期在氫融合成氦的主序星時期。