ננס חום (Brown Dwarf, מכונה גם Failed Star - כוכב כושל^[1] או Ultracool Dwarf ובקיצור UCD^[2]) הוא גוף תת-כוכבי שגדול מכוכב לכת וקטן מכוכב. קיימות מספר דעות לגבי הגדרת ננס חום: הראשונה מסתמכת על כך שננס חום גדול דיו על מנת להתיך דאוטוריום, אך לא גדול דיו על מנת להתיך מימן. הצעה אחרת היא להוסיף לדרישה זו מסה גדולה די הצורך להתיך את רוב הדאוטריום. הגדרה נוספת שהוצעה מצביעה על צירוף שתי תכונות - הראשונה שמדובר בגוף שנוצר מערפילית בתור הגוף המרכזי, ובנוסף, שיקיים חום מעטפת גבוה דיו ליצירת אטמוספירה. חישובים ראשוניים מעלים שגוף שמסתו פי 13 מזו של צדק יקיים היתוך דאוטריום, אם מסתו מעל 25 מסות צדק הוא יתיך בסופו של דבר את רוב הדאוטריום, ואם מסתו שמעל פי 65–70 ממסת צדק, עם טמפרטורת ליבה של כ-2 מיליון קלווין יתקיים גם היתוך של ליתיום. עם זאת, כפי שהוכח באסון קאסל בראבו, פעולות היתוך בסביבת יסודות שונים עשויות להתחולל בטמפרטורות נמוכות מהצפוי.

לננסים חומים מאפיינים ייחודיים: הסעת חום מלאה מפני השטח של הננס ועד לליבתו, כך שאין הבדלים בהרכב הכימי בעומקים שונים של הננס (תופעה שנצפית גם בכוכבים מתחת ל-0.3 מסות שמש). סערות אדירות באטמוספירה של הננס וגשם ברזל. למספר ננסים חומים ישנם כוכבי לכת המקיפים אותם, כגון 2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb, 2MASS J044144b^[3][2].

המונח ננס חום נטבע על ידי ג'יל טרטר בשנת 1975 (במקום המונח המקובל עד אז - ננס שחור) כדי לתאר גופים כהים תת-כוכביים שלא מסתובבים סביב כוכב אחר ומסתם נמוכה מכדי לקיים היתוך מימן בצורה יציבה. (כיום המושג ננס שחור משמש לננס לבן שהתקרר עד שהוא לא פולט חום או אור משמעותיים). שמות חלופיים שהוצעו הם Planetar (שילוב של Planet - כוכב לכת ו-Star - כוכב) ו-Substar (תת-כוכב).

תאוריות ראשוניות לגבי אופי כוכב בעל מסה נמוכה ולגבי המסה הנדרשת להיתוך מימן, שיערו שאובייקט בעל 0.07 מסות שמש ומטה מאוכלוסייה I, או 0.09 מסות שמש מאוכלוסייה II לעולם לא ייכנס למחזור החיים של כוכב, ויהיה כוכב מנוון לחלוטין^[4] (שריפת הדאוטריום מעל ל-0.013 מסות שמש בננסים חומים התגלתה רק בשנות ה-80 המאוחרות). לא נמצאו ננסים חומים באותן שנים מכיוון שספקטרום הפליטה שלהם הוא בעיקר בתחום הספקטרום התת-אדום וכמעט ולא בתחום הספקטרום הנראה. מצפי התת-אדום הקרקעיים באותה תקופה היו לא מדויקים מספיק כדי לזהות ננסים חומים.

מאז הניסיונות הראשונים נעשו מספר חיפושים בשיטות שונות כדי למצוא ננסים חומים. בין השיטות שנוסו: מדידת שינויים במהירות רדיאלית (מהירות הגוף ביחס לצופה) של כוכבים כדי לאתר לוויינים קרובים, סקירת צבירי כוכבים צעירים.

במשך שנים רבות כל הניסיונות למצוא ננסים חומים העלו חרס. עד שבשנת 1988, הפרופסורים אריק בקלין ובן זקרמן מאוניברסיטת קליפורניה בלוס אנג'לס חיפשו באמצעות אינפרא אדום ננסים לבנים, ומצאו לוויין עמום לGD 165. הספקטרום של GD 165B (הלוויין) היה מאוד אדום ומסתורי, מראה שלא תאם את המצופה מננס אדום. התברר ש-GD 165B צריך להיות מסווג כאובייקט הרבה יותר קר מהננס האדום הכי קר שידוע. GD 165B נשאר ייחודי במשך כמעט עשור עד לתחילת פרויקט 2MASS‏ (Two Micron All Sky Survey- פרויקט לסקירת כל השמים בתת-אדום באורך גל 2 מיקרומטר), כשדייוי קירקפטריק מהמכון הטכנולוגי של קליפורניה, וחוקרים נוספים מצאו גופים רבים נוספים בעלי ספקטרום וצבע דומים.

כיום GD 165B מזוהה כאבטיפוס למחלקה של אובייקטים שנקראים "ננסי L". הסיווג של ננסי L עדיין שנוי במחלוקת - האם הם ננסים חומים או ננסים אדומים בעלי מסה נמוכה מאוד, ומאד קשה על-פי הנתונים שנאספו עד כה להבחין בין שניהם.

מיד לאחר גילוי GD 165B, הוצעו מועמדים רבים נוספים לננסים חומים. אך התברר שננסים חומים צעירים יחסית (עד מיליארד שנה) לעיתים בהירים וחמים ברמה דומה לחלק מהכוכבים, ולכן דרושים מאפיינים ייחודיים אחרים כדי להבדיל בין ננס חום לכוכב. אחת מהשיטות היא בדיקת אחוז הליתיום בכוכב. בעוד שכוכב רגיל מכלה בהיתוך גרעיני את הליתיום בתוך כמיליון שנה, לננס חום אין טמפרטורת ליבה מספיק גבוהה כדי להתיך ליתיום ולכן זיהוי ליתיום באובייקט מבטיח זיהוי וודאי. על ידי בדיקת ליתיום התברר שרבים מהמועמדים אינם ננסים חומים.

בשנת 1995 התקדם המחקר בנושא, כשהתגלו באופן ברור שלושה ננסים חומים, חלקם זוהו בעזרת גילוי נוכחות של ליתיום. במיוחד ראוי לציון גליזה 229B שהבהירות והטמפרטורה שלו נמוכים באופן ניכר מכוכב רגיל. לגליזה 229B ספקטרום בליעה של מתאן, תכונה שנצפתה קודם רק בענקי גזים ובטיטאן^[5]. הימצאות מתאן לא צפויה בכוכבי הסדרה הראשית. גילוי זה סייע לביסוס קבוצה ספקטרלית חדשה "ננסי T" הקרה יותר מננסי L, אב הטיפוס של הקבוצה הוא גליזה 229B.

מאז שנת 1995, שבה אושר לראשונה זיהוי של ננס חום על ידי האסטרונומית הצ'יליאנית מריה טרזה רואיז, זוהו מעל אלף^[6] ננסים חומים. ננסים חומים קרובים לכדור הארץ הם אפסילון באינדיאני Ba ו Bb, זוג ננסים שקשורים כבידתית לכוכב דמוי שמש במרחק של כ-12 שנות אור מהשמש.

ננסים חומים מאתגרים את התאוריות לגבי היווצרות כוכב, ומנגנון היווצרותם עדיין אינו ברור עד הסוף. הועלו מספר תאוריות מה גורם להיווצרות ננס חום במקום כוכב^[7]:

• היווצרות רגילה: ננס חום נוצר כמו כוכב רגיל על ידי קריסת ענן בין כוכבי, כלומר עובר דרך שלב של קדם-כוכב. השוני היחיד הוא המסה הנמוכה שלא מספיקה להיתוך מימן.
• הפרעה באמצע תהליך ספיחת המסה:
  • ננס חום מתפתח ביחד עם כוכבים אחרים בענן בין כוכבי, אבל נפלט מהמערכת מסיבה מסוימת לפני שהוא צובר מספיק מסה^[8].
  • ננס חום נוצר כמו כוכב לכת, בחלק החיצוני (מעל 100 יחידות אסטרונומיות) של הדיסקה סביב כוכב, ובשלב מאוחר יותר הוא נפלט מהמערכת הפלנטרית^[9].
  • בצבירים צעירים של כוכבים מסיביים הקרינה המייננת מכוכבים מסוג B ו-O מפריעה להיווצרות כוכבים לפני שהם מספיקים לצבור מספיק חומר להיתוך מימן.
  • מפגשים קרובים עם כוכבים אחרים בצבירי כוכבים צעירים יכולים להרוס את דיסקת הספיחה לפני שהיא צוברת מספיק חומר להיתוך מימן.

המנגנון הרגיל של היווצרות כוכב הוא קריסה כבידתית של ענן בין כוכבי המכיל גז ואבק. כשהענן מתכווץ הוא מתחמם כתוצאה משחרור של אנרגיה פוטנציאלית כבידתית. לחץ תרמי מאט את ההתכווצות, אך בתחילת התהליך התכווצות הגז במהירות מקרינה החוצה הרבה אנרגיה ומקררת את הענן, הליך המאפשר לקריסה להמשיך. בסופו של דבר, האזור המרכזי הופך להיות צפוף מספיק כדי ללכוד את קרינת החום. כתוצאה מכך, הטמפרטורה והצפיפות של מרכז הענן הקורס גדלים באופן דרמטי וההתכווצות מואטת, עד שתנאי החום והצפיפות מספיקים בשביל התרחשות של תגובות תרמו גרעיניות בליבת הכוכב המתהווה. ברוב הכוכבים, לחץ הגז והקרינה שנוצרים על ידי ההיתוך הגרעיני בליבת הכוכב תומכים בו כנגד הקריסה הכבידתית. שיווי משקל הידרוסטטי מושג והכוכב מבלה את רוב חייו בהתכת מימן להליום ככוכב סדרה ראשית.

אולם אם המסה של הכוכב המתהווה קטנה מ-0.084 מסות שמש (פחות או יותר, תלוי בהרכבו הכימי של הכוכב), היתוך גרעיני של מימן לא ניצת בליבת הכוכב. הקריסה הכבידתית לא מחממת את הכוכב מספיק, ולפני שהטמפרטורה גדלה מספיק כדי לגרום להיתוך מימן, הצפיפות מגיעה לנקודה שהאלקטרונים צפופים מספיק כדי ליצור לחץ ניוון אלקטרונים (כמו בננס לבן). התכווצות נוספת נמנעת והתוצאה היא ננס חום שמתקרר על ידי הקרנת האנרגיה התרמית החוצה.

על פי המודלים של ננסים חומים, תנאים טיפוסיים בליבת הכוכב עבור צפיפות, טמפרטורה ולחץ צפויים להיות כדלהלן:

• ${\displaystyle 10\,\mathrm {g/cm^{3}} \,\lesssim \,\rho _{c}\,\lesssim \,10^{3}\,\mathrm {{g}/{cm^{3}}} }$
• ${\displaystyle T_{c}\lesssim 3\times 10^{6}\,\mathrm {K} }$
• ${\displaystyle P_{c}\sim 10^{5}\,\mathrm {Mbar} }$

ליתיום: ליתיום נמצא בדרך כלל בננסים חומים ולא בכוכבים בעלי מסה נמוכה, מכיוון שהטמפרטורה הנחוצה להיתוך גרעיני של ליתיום נמוכה משמעותית מזו שנחוצה להיתוך מימן. כוכבים שמצליחים להשיג טמפרטורה מספיק גבוהה כדי להתיך מימן ישרפו במהירות את הליתיום שלהם. היתוך ליתיום מתרחש באמצעות התמזגות של ליתיום 7 ופרוטון שיוצרים שני גרעינים של הליום 4. הסעת חום בכוכבים בעלי מסה נמוכה מבטיחה שהליתיום יתכלה בכל נפח הכוכב. לכן, הנוכחות של קווי בליעה של ליתיום בספקטרום של מועמד לננס חום מהווה הוכחה חזקה שאכן מדובר בתת-כוכב. סוג הבדיקה הזה נקרא מבחן ליתיום, החלוצים בתחום זה היו רפאל רבולו, אדוארדו מרטין ואנטוניו מגזו.

מבחן ליתיום אינו מושלם משלוש סיבות.

• ליתיום קיים גם בכוכבים צעירים מאוד שלא הספיקו עדיין לכלות אותו בהיתוך גרעיני.
• כוכבים עם מסה הדומה לשמש ומעלה יכולים לשמור ליתיום באטמוספירה החיצונית שלהם, שלעולם לא תהיה מספיק חמה כדי לכלות את הליתיום, מכיוון שאין להם הסעת חום בכל נפח הכוכב. למרות זאת, מכיוון שמסת שמש גדולה בהרבה ממסת ננס חום אפשר לזהות כוכב כזה על פי מסתו.
• ננסים חומים בקצה הטווח העליון של המסה (~65 ${\displaystyle M_{J}}$ ומעלה), חמים מספיק כדי לכלות את הליתיום תוך כחצי מיליארד שנים.

מתאן: בניגוד לכוכבים, ננסים חומים 'זקנים' לפעמים מספיק קרים כדי לצבור באטמוספירה שלהם כמויות ניכרות של מתאן. גליזה 229B זוהה כננס חום בשיטה הזו.

בהירות נראית: כוכבי סדרה ראשית קטנים מאוד, שומרים על בהירות מינימלית באמצעות היתוך גרעיני. כך שהבהירות המינימלית שיכולה להיות לכוכב סדרה ראשית היא כ-0.01% מבהירות השמש (תלוי בסוג ובהרכב הכוכב). לעומת זאת ננסים חומים מתכהים לאורך כל חייהם, ננסים זקנים מאוד הם כהים מכדי שיוכלו לגלותם באמצעות תצפית ישירה.

גשם ברזל: גשם ברזל נוצר בננסים חומים כחלק מתהליכי הסעת החום באטמוספירה. גשם ברזל נוצר בחלק מהננסים החומים ובכלל לא בכוכבים. המחקר הספקטרוסקופי של גשם ברזל נמצא בעיצומו^[10].

אחת מהתכונות המיוחדות של ננסים חומים היא שלכולם יש רדיוס דומה לרדיוס של צדק. בקצה העליון של טווח המסה שלהם (כ-84 מסות צדק), נפח הננס נקבע בעיקר על ידי לחץ הניוון של האלקטרונים כמו בננסים לבנים; בקצה הטווח התחתון (כ-13 מסות צדק) נפח הננס נקבע בעיקר בידי הלחץ הקולוני, כמו בכוכבי לכת. כך שיוצא שהשינוי ברדיוס של ננסים חומים הוא כ-10%- 15% הפרש בין הננסים הקטנים ביותר לגדולים ביותר, עובדה זו מקשה להבדיל ביניהם לכוכבי לכת.

בנוסף, ננסים חומים רבים לא ביצעו היתוך גרעיני מעולם, ננס עם מסה הקטנה מ-13 מסות צדק (ננסי Y) לעולם לא יתחמם מספיק כדי להתיך אפילו דאוטריום; מצד שני, ננסים בעלי 60 מסות צדק ומעלה מכלים במהירות את הדאוטריום שלהם ולא מבצעים יותר היתוך גרעיני. גם עובדה זו מקשה להבחין ביניהם לכוכבי לכת.

ננסים חומים, לעומת זאת, יכולים להיווצר באופן עצמאי (לא כחלק ממערכת פלנטרית גדולה יותר) כמו כוכבים. כמו כל הכוכבים הם יכולים להיווצר בודדים או בסמיכות לכוכבים אחרים. לננסים חומים גם יכולים להיות כוכבי לכת המקיפים אותם, ובדומה לכך לענקי גזים יכולים להיות ירחים המקיפים אותם. חלק מהננסים מקיפים כוכבים ומסלול ההקפה שלהם יכול להיות, בדומה לכוכבי לכת, מאוד אקסצנטרי.

ישנם עוד מאפיינים דומים לענקי הגזים וננסים חומים.

• הרכב- צדק ושבתאי מורכבים בעיקר ממימן והליום, כמו השמש.
• טמפרטורה- שלושה מענקי הגזים במערכת השמש (צדק, שבתאי ונפטון) פולטים יותר חום מאשר הם מקבלים מהשמש.

עם זאת קיימות שיטות שאפשר בעזרתן להבחין בין ננס חום לפלנטה:

מסה: אם הגוף מעל 10 מסות צדק, נראה שהוא ננס חום.

צפיפות: הצפיפות של ננסים חומים גדולה יחסית לענקי גזים (10 גרם לסמ"ק בננס חום לעומת גרם לסמ"ק בענק גזים ממוצע).

קרני רנטגן ותת-אדום: חלק מהננסים החומים פולטים קרני רנטגן; הננסים החמים יותר (M, L וחלק מT), מקרינים כמויות מרשימות של קרינה בספקטרום האדום והתת-אדום עד שהם מתקררים לטמפרטורה של כ-1000 מעלות קלווין.

ישנה בעייתיות בהגדרת ההבדל בין ננסים חומים לכוכבי לכת. בתחילת המחקר של ננסים חומים ההגדרה הרווחת הייתה גוף שנוצר כמו כוכב (דהיינו לא סביב כוכב אחר) ומסתו לא מספיקה ליצור היתוך גרעיני. הבעיה בהגדרה זו שישנם גופים בעלי מסה גבוהה שנוצרים סביב כוכבים. ומצד שני ישנם גופים בעלי מסה נמוכה יחסית שנוצרים כמו כוכב (כוכב לכת תועה).

הגדרה שמשמשת כבר למעלה מעשור, מתייחסת לגופים בעלי מסה הגבוהה מגבול ההיתוך הגרעיני של דאוטריום (שנכון לעכשיו מחושב כ-13 מסות צדק עבור גופים בעלי רמת מתכתיות הזהה לשמש) כננסים חומים. בעוד שלגופים מתחת למסה הזו (ומקיפים כוכב או שאריות כוכב) מתייחסים כאל כוכב לכת. אין בהגדרה זו התייחסות לגופים שאינם מקיפים כוכב ואינם מתיכים דאוטריום. נכון לעכשיו זוהי הגדרת האיגוד האסטרונומי הבינלאומי, אך הגדרה זו אינה מוחלטת ונתונה לדיונים^[11].

הקביעה של 13 מסות צדק כגבול היתוך הדאוטריום גם היא בעייתית, ולמעשה היא יותר כלל אצבע מאשר חוק בעל משמעות פיזיקלית חותכת. גופים גדולים מאוד יתיכו את רוב הדאוטריום שלהם, גופים קטנים יותר יתיכו רק חלק מזערי מהדאוטריום, והגבול של 13 מסות צדק הוא איפה שהוא בין שניהם. כמות שריפת הדאוטריום נסמכת לא רק על המסה של הגוף אלא גם על ההרכב שלו - כמות ההליום והדאוטריום הנוכחית^[12]. ‏"Extrasolar Planets Encyclopaedia" כוללת גופים מעל ל-25 מסות צדק, ו"Exoplanets Data Explorer" כולל גופים מעל 24 מסות צדק. גופים הגדולים מ-13 מסות צדק לעיתים יופיעו תחת הסיווג "תת-ננס חום".

ערך מורחב – סיווג ספקטרלי

טמפרטורת פני השטח הנמוכה יחסית של ננסים חומים גורמת לריבוי קווי בליעה של מולקולת שונות.

לננסים חומים גדולים במיוחד יש ספקטרום M6.5 ומטה והם נקראים גם ננסי בתר M. על פי חלק מהתאוריות אלה אינם ננסים חומים אלא כוכב בעל מסה קטנה. המאפיין המגדיר את סוג ספקטרלי M, הסוג הקר ביותר ברצף הסדרה הראשית, הוא ספקטרום אופטי שנשלט על ידי קווי בליעה של מולקולות טיטניום(II) חמצני (TiO) וונדיום(II) חמצני (VO). נכון ל-2011 זוהו מעל 500 ננסי M^[6].

לננסי L טמפרטורת פני שטח של 1300- 2200 מעלות קלווין. לGD 165B, הלוויין הקר של הננס הלבן GD 165, לא נמצאו סימנים של TiO המאפיינים ננסי M. זיהויים נוספים של גופים דומים לGD 165B הובילו בסופו של דבר את דייוי קירקפטריק ואחרים להגדיר סוג ספקטרלי חדש, ננסי L, שמוגדר על ידי טווח נראה אדום ועל ידי קווי בליעה חזקים של מתכות הידרידיות (MgH, FeH, CrH, CaH) וקווים בולטים של מתכות אלקליות.

נכון ל-2011 זוהו מעל ל-600 ננסי L^[6], רובם על ידי סקרי שדה רחב^[13]: 2MASS- סקר השמים בשני מיקרון, DENIS- סקר עמוק בתת-אדום קרוב של שמי הדרום וSSDS- סקר השמים הדיגיטלי של סלואן. גם על רוב ננסי L אין הסכמה האם הם ננסים חומים או שהם כוכבים בעלי מסה קטנה מאד.

ננסי T (נקראים גם ננס חום מתאן^[14]) הם הננסים היחידים שהסיווג שלהם כננסים חומים מוסכם. לננסי T טמפרטורה אפקטיבית (טמפרטורת פני שטח) של 700- 1300 מעלות קלווין. כמו ש-GD 165B הוא אבטיפוס של הסוג L, כך גליזה 229B הוא אבטיפוס של ננסי T. בעוד שספקטרום ה-NIR (תת-אדום קרוב) של ננסי L מראה קווי בליעה חזקים של HO (מים) וCO (פחמן חד-חמצני), בספקטרום ה-NIR של גליזה 229B דומיננטיים קווי בליעה של CH₄ (מתאן), מאפיין שנמצא רק אצל ענקי גזים וטיטאן. התנגשויות של H₂O ו-CH₄ בH₂ יוצרות קווי בליעה המעניקים לגליזה 229B ספקטרום כחול ותת-אדום קרוב. לגליזה 229B יש ירידה תלולה בספקטרום האדום וחוסר במתכות הידרידיות המאפיינות ננסי L, לעומת זאת הוא מאופיין בקווי בליעה רחבים במיוחד של המתכות האלקליות Na וK. המאפיינים הייחודיים הללו הובילו את קירקפטריק להציע את סוג ספקטרלי T עבור גופים בעלי קווי בליעה של מימן, אשלגן ומתאן. תרשים של סיווג תת-אדום קרוב של ננסים חומים פותח ב-2011 על ידי אדם בורגייזר וטום גבייל.

נכון ל-2011, ידועים 207 ננסי T^[6]. דוגמאות לננסים מסוג T הם לווייניו של אפסילון באינדיאני ו-SIMP J013656.5+093347. בגלל קווי הבליעה שיוצרים נתרן ואשלגן בחלק הירוק של הספקטרום, ננסי T נראים לעין האנושית בצבע מג'נטה^[15].

ננסי Y הם הקרים ביותר מבין הננסים החומים, על פי חלק מההגדרות הם "תת-ננסים חומים". המחקר על ננסי Y נמצא בעיצומו ועדיין הרצף הספקטרלי שלהם לא מוגדר בבירור.

ב-2009 לננסים החומים הקרים ביותר שידועים טמפרטורה אפקטיבית מוערכת בכ-500 עד 600 K, ננסים אלו קבלו את הסיווג הספקטרלי T9 (התחום הקר ביותר בתוך סיווג T). לננסים אלו ספקטרום בליעה בסביבות אורך גל של 1.55 מיקרון^[16]. פיליפס דלורם ועמיתים הראו שהתכונה הזו תואמת קווי בליעה של אמוניה ולכן הימצאות אמוניה היא אינדיקציה למעבר בין T ל-Y, והננסים הללו צריכים להיות מסווגים כ-Y0^[16]. עם זאת, קשה להבחין בין קווי בליעה של אמוניה לבין קווי בליעה של מתאן ומים, ועל כן טענה קבוצת מדענים שההכרזה על סיווג Y0 הייתה קודם זמנה^[17].

באפריל 2010 התגלו שני תת-ננסים חומים נוספים^[18], שהוצעו כאב טיפוס לסיווג Y0. בפברואר 2011, לומן ועמיתים דיווחו על גילוי תת-ננס חום בטמפרטורה 300 K (כ-30 מעלות צלזיוס), בעל 7 מסות צדק שמשמש כלוויין של ננס לבן^[19]. אף על פי שמסת הננס היא בטווח המסות של כוכב לכת, קבוצת מדענים הראתה שהננס נוצר כמו כוכב^[20]. זמן קצר לאחר מכן, מיכאל ליו ועמיתים פרסמו תיאור של ננס חום קר מאוד (~370 K) שמקיף ננס חום בעל מסה נמוכה מאוד, "הנתונים הם בהירות נראית נמוכה, צבע לא טיפוסי וטמפרטורה נמוכה, CFBDS J1458+10B הוא מועמד מבטיח להשערת סוג ספקטרלי Y"^[21]..

באוגוסט 2011, חוקרים שהשתמשו בנתונים מטלסקופ החלל WISE (סורק שדה רחב בתת-אדום), גילו 6 ננסי Y בטמפרטורה של 300 K~. עד כה^{[דרושה הבהרה]} גילה WISE 100 ננסים חומים חדשים, מתוכם 6 ננסי Y. אחד מננסי Y‏, WISE 1828+2650, מחזיק בתואר הננס החום הקר ביותר, טמפרטורת האטמוספירה שלו מוערכת בפחות מטמפרטורת החדר (298 K או 25°C). הוא אינו פולט אור נראה בכלל, מה שהופך אותו לדומה לכוכב לכת יותר מאשר לכוכב^[22].

עיקר זרם הפליטה של ננסי T ו-L הוא בספקטרום התת-אדום הקרוב באורכי גל של 1- 2.5 מיקרומטר. הטמפרטורות הנמוכות של ננסים חומים גורמות לספקטרום תת-אדום עשיר שמכיל מגוון תכונות שמשתנות בתלות בטמפרטורה, מסה ומתכתיות. בנוסף, הטמפרטורות הנמוכות גורמות להתעבות חלק מהגז לגרגירי נוזל.

אטמוספירה טיפוסית של ננסים חומים ידועים משתרעת בטווח הטמפרטורה מ-2200 עד לכ-300K. בניגוד לכוכב שמחמם את עצמו עם היתוך פנימי יציב, ננסים חומים מתקררים עם הזמן; הננסים המסיביים מתקררים לאט יותר מאשר אלו הפחות מסיביים.

כורונוגרפים (אביזר בטלסקופ שנועד לחסום מקור אור שמפריע לתצפית) משמשים כדי להבחין בגופים עמומים שמקיפים כוכבים בהירים^[23]‏. גליזה 229B התגלה באמצעות כורונוגרף. בשנת 2020 סביב HD 162020 התגלה ננס חום שנמצא במרחק של יחידות אסטרונומיות בלבד ממנו.

מדיה וקבצים בנושא ננס חום בוויקישיתוף

• הערך "ננס חום", באתר אסטרופדיה
• יגאל פתאל, האם ננסים חומים יאפשרו חיים בחלל?, באתר ynet, 29 באוגוסט 2011
• אשכול ננסים חומים, באתר "הידען"
• אבי בליזובסקי, ‏שביל החלב עשוי להכיל 100 מיליארד ננסים חומים, באתר "הידען", 12 ביולי 2017
• הרצאה של גיבור בצרי על ננסים חומים, סרטון באתר יוטיוב
• ננס חום, באתר אנציקלופדיה בריטניקה (באנגלית)

מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)

${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ = מסת שמש, כ־‎2 x 1030 ‏ק"ג מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח ${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח ${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות ${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות ${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 1.44 לערך) הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן במערכת זוגית סופח אליו חומר מבן זוגו, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר (${\displaystyle _{\mathrm {M} _{\bigodot }}}$ 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).