Поређење: већина смеђих патуљака је нешто мања од Јупитера (15–20%),[1] али је и даље и до 80 пута масивнија због веће густине. Слика није на скали; Јупитеров радијус је 10 пута већи од Земљиног, а Сунчев радијус 10 пута већи од Јупитеровог.
Смеђи патуљак (понекад браон патуљак или мрки патуљак) је субстеларни објекат чија је маса, за разлику од звезда главног низа, мања од неопходне за отпочињање фузијеводоника (1H) у хелијум. Смеђи патуљци имају масу између великих планетагасних џинова, и звезда најмање масе; горња граница је између 75[2] и 80 маса Јупитера (). Тренутно траје дебата о томе који критеријум да се користи за разликовање смеђих патуљака од великих планета код смеђих патуљака врло малих маса (~13 ),[3][4] и да ли је неопходно да су смеђи патуљци доводили до фузије у неком тренутку у својој историји. У сваком случају, смеђи патуљци тежи од 13 врше фузију деутеријума, а они изнад ~65 врше и фузију литијума. Једина планета за коју је познато да кружи око смеђег патуљка је 2M1207b.[4]
Астрономи класирају самосветлеће објекте према спектралној класи. Ове разлике су уско повезане са површинском температуром, а смеђи патуљци заузимају типове M, L, T и Y.[5][6] Како се смеђи патуљци не подвргавају стабилној фузији водоника, временом се хладе, прогресивно пролазећи кроз касније спектралне типове како старе.
Упркос свом имену, гледано голим оком смеђи патуљци би се појављивали у различитим бојама у зависности од њихове температуре.[5] Најтоплији су вероватно наранџасти или црвени,[7] док би хладнији смеђи патуљци вероватно изгледали магентно за људско око.[5][8] Смеђи патуљци могу бити потпуно конвективни, без слојева или хемијске диференцијације по дубини.[9]
Историја
Рано теоретисање
О објектима који се сада називају „смеђи патуљци“ теоретисао је Шив С. Кумар шездесетих година 20. века и првобитно су се звали црни патуљци,[10] по класификацији за тамне подзвездане објекте који слободно плутају свемиром који нису били довољно масивни да могу одржавати фузију водоника. Међутим: (а) термин црни патуљак већ је био у употреби да се односи на хладног белог патуљка; (б) црвени патуљци врше фузију водоника; и (ц) ови објекти могу бити свети на видљивим таласним дужинама рано у свом животу. Због тога су предложени алтернативни називи за ове објекте, укључујући планетарне и подзвездане. Гоеине 1975, Џил Тартер је предложио термин „смеђи патуљак“, користећи „смеђу“ као приближну боју.[7][11][12]
Израз „црни патуљак“ и даље се односи на белог патуљка који се охладио до те мере да више не емитује значајне количине светлости. Међутим, рачуна се да је време потребно чак и да се бели патуљак најниже масе охлади на ову температуру дужe од тренутне старости свемира; стога се очекује да такви објекти још увек не постоје.
Ране теорије које се баве природом звезда са најмањом масом и границом сагоревања водоника сугерисале су да објекат популације I са масом мањом од 0,07 соларне масе (M☉) или објекат популације II са мање од 0,09 0.09 M☉ никада неће проћи кроз нормалу звездану еволуцију и постати потпуно дегенерисана звезда.[13] Први самоконсистентни прорачун минималне масе која сагорева водоник потврдио је вредност између 0,07 и 0,08 Сунчеве масе за објекте популације I.[14][15]
^Sorahana, S.; et al. (2013). „On the Radii of Brown Dwarfs Measured with AKARI Near-infrared Spectroscopy”. The Astrophysical Journal. 767 (1): 77. Bibcode:2013ApJ...767...77S. arXiv:1304.1259. doi:10.1088/0004-637X/767/1/77. „We find that the brown dwarf radius ranges between 0.64-1.13 RJ with an average radius of 0.83 RJ.”
^Boss, Alan (3. 4. 2001). „Are They Planets or What?” (на језику: енглески). Carnegie Institution of Washington. Архивирано из оригинала 28. 09. 2006. г. Приступљено 8. 6. 2006.
^Boss, Alan (2001-04-03). „Are They Planets or What?”. Carnegie Institution of Washington. Архивирано из оригинала 2006-09-28. г. Приступљено 2006-06-08.
^Hayashi, C.; Nakano, T. (1963). „Evolution of Stars of Small Masses in the Pre-Main-Sequence Stages”. Progress of Theoretical Physics. 30 (4): 460—474. Bibcode:1963PThPh..30..460H. doi:10.1143/PTP.30.460.
Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution (2nd изд.). Springer-Verlag. ISBN0-387-20089-4.
Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. ISBN0-521-65065-8.
D'Amico, N.; Stappers, B. W.; Bailes, M.; Martin, C. E.; Bell, J. F.; Lyne, A. G.; Manchester, R. N. (1998). „The Parkes Southern Pulsar Survey - III. Timing of long-period pulsars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 297 (1): 28—40. Bibcode:1998MNRAS.297...28D. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01397.x.
Ken'ichi Nomoto; Yoji Kondo (1991). „Conditions for accretion-induced collapse of white dwarfs”. Astrophysical Journal. 367: L19—L22. Bibcode:1991ApJ...367L..19N. doi:10.1086/185922.