Mostrar código-fonte de Anã marrom

{{multiple image
| direction         = vertical
| align             = right
| width             = 275
| image1            = Artist’s conception of a brown dwarf like 2MASSJ22282889-431026.jpg <!-- keep curly apostrophe, it is part of the file name -->
| caption1          = Concepção artística de uma anã marrom classe T
| image2            = Brown_Dwarf_Comparison_2020.png
| caption2          = Comparação: a maioria das anãs marrons são ligeiramente maiores que [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] (15 a 20%),<ref name="SorahanaYamamura2013">{{citar periódico |último1=Sorahana |primeiro1=Satoko |último2=Yamamura |primeiro2=Issei |último3=Murakami |primeiro3=Hiroshi <!-- |numero-autores=1 -->|título=On the Radii of Brown Dwarfs Measured with ''AKARI'' Near-infrared Spectroscopy |periódico=[[The Astrophysical Journal]] |volume=767 |número=1 |ano=2013 |páginas=77 |doi=10.1088/0004-637X/767/1/77 |arxiv=1304.1259 |bibcode=2013ApJ...767...77S |doi-access=free |citação=We find that the brown dwarf radius ranges between 0.64–1.13 R<sub>J</sub> with an average radius of 0.83 R<sub>J.</sub> }}</ref> mas ainda são até 80 vezes mais massivas devido à maior densidade. A imagem está em escala, com o [[raio de Júpiter]] sendo 11 vezes o da [[Terra]], e o [[raio do Sol]] é 10 vezes o de Júpiter.
}}
As '''anãs marrons''' (também chamadas de '''estrelas falhadas''') são [[objetos subestelares]] que não são massivos o suficiente para sustentar a [[fusão nuclear]] de [[hidrogênio]] comum ([[Hidrogênio-1|<sup>1</sup>H]]) em [[hélio]] em seus núcleos, ao contrário de uma [[estrela da sequência principal]]. Em vez disso, eles têm uma massa entre os [[planeta]]s [[gigantes gasosos]] mais massivos e as estrelas menos massivas, aproximadamente 13 a 80 [[Massa de Júpiter|vezes a de Júpiter]] ({{Massa de Júpiter}}).<ref name="BossCarnegie">{{citar web |último1=Boss |primeiro1=Alan |último2=McDowell |primeiro2=Tina |data=3 de abril de 2001 |título=Are They Planets or What? |url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html |urlmorta=sim |arquivourl=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3%2C2001.html |arquivodata=28 de setembro de 2006 |acessodata=31 de março de 2022 |website=Untitled Document |publicado=Carnegie Institution of Washington}}</ref><ref name="Wethington">{{citar jornal |último=Wethington |primeiro=Nicholos<!-- sic --> |data=6 de outubro de 2008 |título=Dense Exoplanet Creates Classification Calamity |publicado=[[Universe Today]] |url=http://www.universetoday.com/19237/dense-exoplanet-creates-classification-calamity/ |acessodata=31 de março de 2022}}</ref> No entanto, eles podem [[Fusão de deutério|fundir o deutério]] ([[Deutério|<sup>2</sup>H]]) e os mais massivos (> {{Massa de Júpiter|65}}) podem [[Fusão nuclear do lítio|fundir o lítio]] ([[Lítio-7|<sup>7</sup>Li]]).<ref name="Wethington" />

Os [[astrônomo]]s classificam os objetos autoluminosos por [[classe espectral]], uma distinção intimamente ligada à temperatura da superfície, e as anãs marrons ocupam as classes M, L, T e Y.<ref name="PT-June2008" /><ref>{{citar livro |último=Springer |primeiro=Cham |url=https://link.springer.com/book/10.1007/978-3-319-01162-2#about |título=50 Years of Brown Dwarfs |publicado=SpringerLink |ano=2014 |isbn=978-3-319-01162-2 |editor-sobrenome=Joergens |editor-nome=Viki |series=Astrophysics and Space Science Library |volume=401 |em=XI, 168 |doi=10.1007/978-3-319-01162-2 |eissn=2214-7985 |issn=0067-0057 |acessodata=31 de março de 2022 |acessourl=subscrição}}</ref> Como as anãs marrons não sofrem fusão estável de hidrogênio, elas esfriam com o tempo, passando progressivamente por tipos espectrais posteriores à medida que envelhecem.

Apesar do nome, a [[olho nu]], as anãs marrons apareceriam em cores diferentes, dependendo de sua temperatura.<ref name="PT-June2008" /> As mais quentes são possivelmente alaranjadas ou vermelhas,<ref name="Cain">{{citar web |último=Cain |primeiro=Fraser |data=6 de janeiro de 2009 |título=If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs? |url=http://www.universetoday.com/23247/if-brown-isnt-a-color-what-color-are-brown-dwarfs/ |acessodata=24 de setembro de 2013}}</ref> enquanto as anãs marrons mais frias provavelmente apareceriam [[magenta]] ou pretas ao [[olho humano]].<ref name="PT-June2008" /><ref name="Burrows2001">{{citar periódico |último1=Burrows |primeiro1=Adam |autorlink1=Adam Burrows |último2=Hubbard |primeiro2=William B. |último3=Lunine |primeiro3=Jonathan I. |autorlink3=Jonathan Lunine |último4=Liebert |primeiro4=James |ano=2001 |título=The Theory of Brown Dwarfs and Extrasolar Giant Planets |periódico=Reviews of Modern Physics |volume=73 |número=3 |páginas=719–765 |arxiv=astro-ph/0103383 |bibcode=2001RvMP...73..719B |doi=10.1103/RevModPhys.73.719 |s2cid=204927572}}</ref> As anãs marrons podem ser totalmente [[Convecção|convectivas]], sem camadas ou diferenciação química por profundidade.<ref>{{citar web |último=O'Neill |primeiro=Ian |data=13 de setembro de 2011 |título=Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf |url=https://www.seeker.com/violent-storms-rage-on-nearby-brown-dwarf-1765411574.html |publicado=Seeker.com}}</ref>

Embora sua existência tenha sido inicialmente teorizada na década de 1960, não foi até meados da década de 1990 que as primeiras anãs marrons inequívocas foram descobertas. Como as anãs marrons têm temperaturas de superfície relativamente baixas, elas não são muito brilhantes em comprimentos de onda visíveis, emitindo a maior parte de sua luz no [[infravermelho]]. No entanto, com o advento de dispositivos de detecção de infravermelho mais capazes, milhares de anãs marrons foram identificadas. As anãs marrons conhecidas mais próximas estão localizadas no sistema [[Luhman 16]], um [[Estrela binária|binário]] de anãs marrons classe L e T a cerca de 6.5 [[anos-luz]] (2 [[parsecs]]) de distância do [[Sol]]. Luhman 16 é o terceiro sistema mais próximo do Sol depois de [[Alpha Centauri]] e da [[Estrela de Barnard]].

== História ==
[[Imagem:Brown Dwarf Gliese 229B.jpg|thumb|right|O objeto menor é Gliese 229 Ab, cerca de 20 a 50 vezes a [[massa de Júpiter]], orbitando a estrela [[Gliese 229]]. Está na [[constelação]] de [[Lepus]], a cerca de 19 [[anos-luz]] da [[Terra]]]]

=== Teorização inicial ===
[[Imagem:PIA23685-Planets-BrownDwarfs-Stars.jpg|thumb|left|200px|Planetas, anãs marrons, estrelas (sem escala)]]
Os objetos agora chamados de "anãs marrons" foram teorizados por Shiv S. Kumar na década de 1960 e foram originalmente chamados de [[anãs negras]],<ref>{{citar periódico |último=Kumar |primeiro=Shiv S. |título=Study of Degeneracy in Very Light Stars |periódico=Astronomical Journal |volume=67 |página=579 |data=1962 |doi=10.1086/108658 |bibcode=1962AJ.....67S.579K|doi-access=free }}</ref> uma classificação para [[objetos subestelares]] escuros flutuando livremente no espaço que não eram massivos o suficiente para sustentar a fusão do [[hidrogênio]]. No entanto, (a) o termo anã negra já era usado para se referir a uma [[anã branca]] fria; (b) [[anãs vermelhas]] fundem hidrogênio; e (c) esses objetos podem ser luminosos em [[comprimentos de onda]] visíveis no início de suas vidas. Por causa disso, foram propostos nomes alternativos para esses objetos, incluindo planetário e [[Objeto subestelar|subestrela]]. Em 1975, [[Jill Tarter]] sugeriu o termo "anã marrom", usando "marrom" como uma cor aproximada.<ref name="Cain"/><ref name="JillTarter2014">{{citation |último=Tarter |primeiro=Jill |autorlink=Jill Tarter |capítulo=Brown is Not a Color: Introduction of the Term 'Brown Dwarf' |páginas=19–24 |editor-sobrenome=Joergens |editor-nome=Viki |título=50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research |series=Astrophysics and Space Science Library |volume=401 |publicado=Springer |data-publicacao=2014 |isbn=978-3-319-01162-2 |capítulourl=https://www.springer.com/astronomy/book/978-3-319-01161-5|doi=10.1007/978-3-319-01162-2_3 |ano=2014 }}</ref><ref>{{citar livro |último1=Croswell |primeiro1=Ken |título=Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar Systems |data=1999 |publicado=Oxford University Press |isbn=978-0-192-88083-3 |páginas=118–119 }}</ref>

O termo "anã negra" ainda se refere a uma anã branca que esfriou a ponto de não emitir mais quantidades significativas de luz. No entanto, calcula-se que o tempo necessário até mesmo para a anã branca de menor massa resfriar a essa temperatura seja maior do que a idade atual do [[universo]]; portanto, espera-se que tais objetos ainda não existam.<ref>{{citar web |data=10 de abril de 2020 |título=When will the Sun become a black dwarf? |url=https://astronomy.com/magazine/ask-astro/2020/04/when-will-the-sun-become-a-black-dwarf |acessodata=2022-05-02 |website=Astronomy.com |língua=en}}</ref>

As primeiras teorias sobre a natureza das estrelas de menor massa e o limite de queima de hidrogênio sugeriram que um objeto de [[população I]] com massa menor que 0.07 [[massas solares]] ({{Massa solar|link=y}}) ou um objeto de [[população II]] menor que {{Massa solar|0.09}} nunca passaria por normal [[evolução estelar]] e se tornaria uma [[Estrela compacta|estrela completamente degenerada]].<ref name="Kumar1963">{{citar periódico |último=Kumar |primeiro=Shiv S. |data=1963 |título=The Structure of Stars of Very Low Mass |periódico=Astrophysical Journal |volume=137 |página=1121 |bibcode=1963ApJ...137.1121K |doi=10.1086/147589 }}</ref> O primeiro cálculo autoconsistente da massa mínima de queima de hidrogênio confirmou um valor entre 0.07 e 0.08 massas solares para objetos da população I.<ref name="Hayashi1963">{{citar periódico |último1=Hayashi |primeiro1=Chushiro |autorlink1=Chushiro Hayashi |último2=Nakano |primeiro2=Takenori |data=1963 |título=Evolution of Stars of Small Masses in the Pre-Main-Sequence Stages |periódico=Progress of Theoretical Physics |volume=30 |páginas=460–474 |bibcode=1963PThPh..30..460H |doi=10.1143/PTP.30.460 |número=4 |doi-access=free }}</ref><ref name=Nakano2014>{{citation |último=Nakano |primeiro=Takenori |capítulo=Pre-main Sequence Evolution and the Hydrogen-Burning Minimum Mass |páginas=5–17 |editor-sobrenome=Joergens |editor-nome=Viki |título=50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research |series=Astrophysics and Space Science Library |volume=401 |publicado=Springer |data-publicacao=2014 |isbn=978-3-319-01162-2 |capítulourl=https://www.springer.com/astronomy/book/978-3-319-01161-5|doi=10.1007/978-3-319-01162-2_2 |ano=2014 |s2cid=73521636 }}</ref>

=== Fusão de deutério ===
A descoberta de [[deutério]] queimando até {{Massa solar|0.013|link=y}} ({{Massa de Júpiter|13.6|link=y}}) e o impacto da formação de poeira nas [[atmosfera]]s externas frias de anãs marrons no final da década de 1980 questionou essas teorias. No entanto, esses objetos eram difíceis de encontrar porque quase não emitem luz visível. Suas emissões mais fortes estão no espectro [[infravermelho]] (IR), e os detectores de infravermelho terrestres eram muito imprecisos na época para identificar prontamente quaisquer anãs marrons.

Desde então, inúmeras pesquisas por vários métodos têm procurado esses objetos. Esses métodos incluíram pesquisas de imagens multicoloridas em torno de [[estrela]]s de campo, pesquisas de imagens para companheiras fracas de anãs da [[sequência principal]] e [[anãs brancas]], pesquisas de [[aglomerados de estrelas]] jovens e monitoramento de [[velocidade radial]] para companheiras próximas.

=== GD 165B e classe L ===
Por muitos anos, os esforços para descobrir as anãs marrons foram infrutíferos. Em 1988, no entanto, uma fraca companheira da [[estrela]] [[anã branca]] [[GD 165]] foi encontrada em uma busca infravermelha de anãs brancas. O espectro da companheira GD 165B era muito vermelho e enigmático, não mostrando nenhuma das características esperadas de uma [[anã vermelha]] de baixa massa. Tornou-se claro que GD 165B precisaria ser classificado como um objeto muito mais frio do que os últimos anãs '''M''' então conhecidos. GD 165B permaneceu único por quase uma década até o advento do Two Micron All-Sky Survey ([[2MASS]]) em 1997, que descobriu muitos objetos com cores e características espectrais semelhantes.

Hoje, GD 165B é reconhecido como o protótipo de uma classe de objetos agora chamados de "anãs '''L'''".<ref name=Martin1997>{{citar periódico |último1=Martín |primeiro1=Eduardo L. |último2=Basri |primeiro2=Gibor |autorlink2=Gibor Basri |último3=Delfosse |primeiro3=Xavier |último4=Forveille |primeiro4=Thierry |título=Keck HIRES spectra of the brown dwarf DENIS-P J1228.2-1547 |periódico=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=327 |páginas=L29–L32 |data=1997 |bibcode=1997A&A...327L..29M}}</ref><ref name=Kirkpatrick1999>{{citar periódico |último1=Kirkpatrick |primeiro1=J. Davy |autorlink1=J. Davy Kirkpatrick |último2=Reid |primeiro2=I. Neill |último3=Liebert |primeiro3=James |último4=Cutri |primeiro4=Roc M. |último5=Nelson |primeiro5=Brant |último6=Beichmann |primeiro6=Charles A. |autorlink6=Charles A. Beichman |último7=Dahn |primeiro7=Conard C. |último8=Monet |primeiro8=David G. |último9=Gizis |primeiro9=John E. |último10=Skrutskie |primeiro10=Michael F. |título=Dwarfs Cooler than ''M'': The Definition of Spectral Type ''L'' Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS) |periódico=The Astrophysical Journal |volume=519 |número=2 |páginas=802–833 |data=1999 |doi=10.1086/307414 |bibcode=1999ApJ...519..802K |s2cid=73569208 |url=https://trs.jpl.nasa.gov/bitstream/2014/37403/1/99-0060.pdf }}</ref>

Embora a descoberta da anã mais fria fosse altamente significativa na época, foi debatido se GD 165B seria classificada como uma anã marrom ou simplesmente uma estrela de massa muito baixa, porque observacionalmente é muito difícil distinguir entre as duas.

Logo após a descoberta de GD 165B, outros candidatos a anãs marrons foram relatados. A maioria falhou em cumprir sua candidatura, no entanto, porque a ausência de [[lítio]] mostrou que eles eram objetos estelares. As estrelas verdadeiras queimam seu lítio em pouco mais de 100 milhões de anos, enquanto as anãs marrons (que podem, confusamente, ter temperaturas e luminosidades semelhantes às estrelas verdadeiras). Portanto, a detecção de lítio na atmosfera de um objeto com mais de 100 milhões de anos garante que se trata de uma anã marrom.

=== Gliese 229 Ab e classe T ===
A anã marrom "T" de primeira classe foi descoberta em 1994 pelos [[astrônomo]]s da [[Instituto de Tecnologia da Califórnia|Caltech]] [[Shrinivas Kulkarni]], Tadashi Nakajima, Keith Matthews e [[Rebecca Oppenheimer]],<ref>{{citar web |url=https://hubblesite.org/contents/news-releases/1995/news-1995-48.html |título=Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf |website=STScI |língua=en |acessodata=2019-10-23 }}</ref> e pelos cientistas da [[Universidade Johns Hopkins]] [[Samuel Durrance]] e David Golimowski. Foi confirmado em 1995 como companheiro [[Objeto subestelar|subestelar]] de [[Gliese 229]]. Gliese 229 Ab é uma das duas primeiras instâncias de evidência clara de uma anã marrom, junto com [[Teide 1]]. Confirmados em 1995, ambos foram identificados pela presença da linha de [[lítio]] de 670.8 nm. Verificou-se que este último tinha temperatura e luminosidade bem abaixo da faixa estelar.

Seu espectro [[infravermelho]] próximo exibiu claramente uma banda de absorção de [[metano]] de 2 micrômetros, uma característica que anteriormente só havia sido observada nas [[atmosfera]]s de [[planetas gigantes]] e no [[Satélites de Saturno|satélite de Saturno]], [[Titã (satélite)|Titã]]. A absorção de metano não é esperada em qualquer temperatura de uma [[estrela]] da [[sequência principal]]. Essa descoberta ajudou a estabelecer outra classe espectral ainda mais fria que as anãs '''L''', conhecidas como "anãs '''T'''", da qual Gliese 229 Ab é o protótipo.

=== Teide 1 e classe M ===
A primeira anã marrom classe "M" confirmada foi descoberta pelos [[astrofísico]]s espanhóis Rafael Rebolo López (chefe da equipe), María Rosa Zapatero-Osorio e Eduardo L. Martín em 1994.<ref>{{citar web |url=http://www.iac.es/ |título=Instituto de Astrofísica de Canarias, IAC |publicado=Iac.es |acessodata=2013-03-16 }}</ref> Este objeto, encontrado no [[aglomerado aberto]] das [[Plêiades]], recebeu o nome de [[Teide 1]]. O artigo da descoberta foi submetido à ''Nature'' em maio de 1995 e publicado em 14 de setembro de 1995.<ref name="RafaelRebolo2014">{{citation |último=Rebolo |primeiro=Rafael |autorlink=Rafael Rebolo |título=50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research |volume=401 |páginas=25–50 |data-publicacao=2014 |ano=2014 |editor-sobrenome=Joergens |editor-nome=Viki |series=Astrophysics and Space Science Library |capítulo=Teide 1 and the Discovery of Brown Dwarfs |capítulourl=https://www.springer.com/astronomy/book/978-3-319-01161-5 |publicado=Springer |doi=10.1007/978-3-319-01162-2_4 |isbn=978-3-319-01162-2 }}</ref><ref>{{citar periódico |título=Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster |língua=en |último1=Rebolo |primeiro1=Rafael |autorlink1=Rafael Rebolo |último2=Zapatero-Osorio |primeiro2=María Rosa |último3=Martín |primeiro3=Eduardo L. |periódico=Nature |volume=377 |número=6545 |data=setembro de 1995 |páginas=129–131 |bibcode=1995Natur.377..129R |doi=10.1038/377129a0 |s2cid=28029538 }}</ref> A ''Nature'' destacou "Anãs marrons descobertas, oficialmente" na primeira página dessa edição.

O Teide 1 foi descoberto em imagens coletadas pela equipe do [[Instituto de Astrofísica das Canárias]] (IAC) em 6 de janeiro de 1994 usando o telescópio de 80 cm (IAC 80) no [[Observatório do Teide]] e seu espectro foi registrado pela primeira vez em dezembro de 1994 usando o Telescópio William Herschel de 4.2 m no [[Observatório do Roque de los Muchachos]] ([[La Palma]], [[Ilhas Canárias]]). A distância, a composição química e a idade do Teide 1 podem ser estabelecidas por causa de sua participação no jovem aglomerado estelar das Plêiades. Usando os modelos de [[evolução estelar]] e [[Objeto subestelar|subestelar]] mais avançados naquele momento, a equipe estimou para Teide 1 uma massa de {{Massa de Júpiter|55 ± 15|link=y}},<ref>{{citar periódico |último1=Leech |primeiro1=Kieron |último2=Altieri |primeiro2=Bruno |último3=Metcalfe |primeiro3=Liam |último4=Martin |primeiro4=Eduardo L. |último5=Rebolo |primeiro5=Rafael |autorlink5=Rafael Rebolo |último6=Zapatero-Osorio |primeiro6=María Rosa |último7=Laureijs |primeiro7=René J. |último8=Prusti |primeiro8=Timo |último9=Salama |primeiro9=Alberto |último10=Siebenmorgen |primeiro10=Ralf |último11=Claes |primeiro11=Peter |último12=Trams |primeiro12=Norman |data=2000 |título=Mid-IR Observations of the Pleiades Brown Dwarfs Teide 1 & Calar 3 |periódico=ASP Conference Series |volume=212 |páginas=82–87 |bibcode=2000ASPC..212...82L }}</ref> que está abaixo do limite de massa estelar. O objeto se tornou uma referência em trabalhos subsequentes relacionados a jovens anãs marrons.

Em teoria, uma anã marrom abaixo de {{Massa de Júpiter|65}} é incapaz de queimar [[lítio]] por fusão termonuclear em qualquer momento de sua evolução. Este fato é um dos princípios de teste de lítio usados para julgar a natureza subestelar de corpos astronômicos de baixa luminosidade e baixa temperatura de superfície.

Dados espectrais de alta qualidade adquiridos pelo [[Observatório W. M. Keck]] em novembro de 1995 mostraram que Teide 1 ainda tinha a abundância inicial de lítio da nuvem molecular original a partir da qual as estrelas Plêiades se formaram, provando a falta de fusão termonuclear em seu núcleo. Essas observações confirmaram que Teide 1 é uma anã marrom, bem como a eficiência do [[Fusão nuclear do lítio|teste espectroscópico de lítio]].

Por algum tempo, Teide 1 foi o menor objeto conhecido fora do [[Sistema Solar]] que foi identificado por observação direta. Desde então, mais de 1.800 anãs marrons foram identificadas,<ref name="DwarfArchives">{{citar web|primeiro1=J. Davy |último1=Kirkpatrick |autorlink1=J. Davy Kirkpatrick|primeiro2=Adam J. |último2=Burgasser|data=6 de novembro de 2012|título=Photometry, spectroscopy, and astrometry of M, L, and T dwarfs|website=DwarfArchives.org|publicado=California Institute of Technology|local=Pasadena, CA|url=http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/ARCHIVE/index.shtml|acessodata=2012-12-28}} (M=536, L=918, T=355, Y=14)</ref> até mesmo algumas muito próximas da [[Terra]], como [[Epsilon Indi]] Ba e Bb, um par de anãs marrons ligadas gravitacionalmente a uma estrela parecida com o [[Sol]] a 12 [[anos-luz]] do Sol,<ref>{{citar periódico |título=Epsilon Indi Ba/Bb: the nearest binary brown dwarf |primeiro1=Mark J. |último1=McCaughrean |primeiro2=Laird M. |último2=Close |primeiro3=Ralf-Dieter |último3=Scholz |primeiro4=Rainer |último4=Lenzen |primeiro5=Beth A. |último5=Biller |primeiro6=Wolfgang |último6=Brandner |primeiro7=Markus |último7=Hartung |primeiro8=Nicolas |último8=Lodieu |periódico=Astronomy & Astrophysics |volume=413 |número=3 |data=janeiro de 2004 |páginas=1029–1036 |doi=10.1051/0004-6361:20034292 |arxiv=astro-ph/0309256|s2cid=15407249 }}</ref> e [[Luhman 16]], um sistema binário de anãs marrons a 6.5 anos-luz do Sol.

== Teoria ==
{{Diagrama H-R}}
O mecanismo padrão para o [[Evolução estelar|nascimento]] de [[estrelas]] é através do colapso gravitacional de uma [[nuvem interestelar]] fria de gás e poeira. À medida que a nuvem se contrai, ela aquece devido ao [[mecanismo de Kelvin-Helmholtz]]. No início do processo, o gás em contração irradia rapidamente grande parte da energia, permitindo que o colapso continue. Eventualmente, a região central torna-se suficientemente densa para aprisionar a radiação. Consequentemente, a temperatura central e a densidade da nuvem colapsada aumentam drasticamente com o tempo, diminuindo a contração, até que as condições sejam quentes e densas o suficiente para que ocorram reações termonucleares no núcleo da [[protoestrela]]. Para a maioria das [[estrela]]s, a pressão do gás e da radiação gerada pelas reações de [[fusão termonuclear]] dentro do núcleo da estrela irá apoiá-la contra qualquer contração gravitacional adicional. O [[equilíbrio hidrostático]] é alcançado e a estrela passará a maior parte de sua vida fundindo [[hidrogênio]] em [[hélio]] como uma estrela da [[sequência principal]].

Se, no entanto, a massa inicial<ref name=Forbes_Loeb_2019>{{citation| título=On the Existence of Brown Dwarfs More Massive than the Hydrogen Burning Limit|último1=Forbes |primeiro1=John C. |último2=Loeb |primeiro2=Abraham|periódico=The Astrophysical Journal| volume=871 |número=2 | id=227 |páginas=11|data=fevereiro de 2019 | doi=10.3847/1538-4357/aafac8| arxiv=1805.12143 | bibcode=2019ApJ...871..227F | s2cid=119059288 }}</ref> da protoestrela for menor que cerca de {{Massa solar|0.08|link=y}},<ref>{{citar periódico | título=The theory of brown dwarfs and extrasolar giant planets |último1=Burrows |primeiro1=Adam |último2=Hubbard |primeiro2=W. B. |último3=Lunine |primeiro3=J. I. |último4=Liebert |primeiro4=James |periódico=Reviews of Modern Physics | volume=73 |número=3 |páginas=719–765 |data=julho de 2001 | doi=10.1103/RevModPhys.73.719 | arxiv=astro-ph/0103383 | bibcode=2001RvMP...73..719B | s2cid=204927572 |citação=Hence the HBMM at solar metallicity and Y<sub>&alpha;</sub> = 50.25 is 0.07 – 0.074 {{Massa solar}}, ... while the HBMM at zero metallicity is 0.092 {{Massa solar}} }}</ref> as reações normais de fusão termonuclear de hidrogênio não irão se inflamar no núcleo. A contração gravitacional não aquece a pequena protoestrela com muita eficiência e, antes que a temperatura no núcleo possa aumentar o suficiente para desencadear a fusão, a densidade atinge o ponto em que os [[elétrons]] ficam compactados o suficiente para criar uma pressão quântica de degeneração de elétrons. De acordo com os modelos do interior das anãs marrons, espera-se que as condições típicas no núcleo para densidade, temperatura e pressão sejam as seguintes:

*<math>10\,\mathrm{g/cm^3} \,\lesssim\, \rho_c \,\lesssim\, 10^3\,\mathrm{{g}/{cm^{3}}} </math>
*<math>T_c \lesssim 3 \times 10^6\,\mathrm{K} </math>
*<math>P_c \sim 10^5\,\mathrm{Mbar}.</math>

Isso significa que a protoestrela não é massiva o suficiente nem densa o suficiente para atingir as condições necessárias para sustentar a fusão do hidrogênio. A matéria em queda é impedida, pela pressão de degenerescência dos elétrons, de atingir as densidades e pressões necessárias.

A contração gravitacional adicional é evitada e o resultado é uma "estrela falhada", ou anã marrom que simplesmente esfria irradiando sua energia térmica interna. Observe que, em princípio, é possível para uma anã marrom acumular lentamente massa acima do limite de queima de hidrogênio sem iniciar a fusão do hidrogênio. Isso pode acontecer por transferência de massa em um sistema binário de anãs marrons.<ref name=Forbes_Loeb_2019/>

=== Anãs marrons de alta massa versus estrelas de baixa massa ===
O [[lítio]] está geralmente presente em anãs marrons e não em [[estrela]]s de baixa massa. As estrelas, que atingem a alta temperatura necessária para fundir o [[hidrogênio]], esgotam rapidamente seu lítio. As estrelas, que atingem a alta temperatura necessária para fundir o hidrogênio, esgotam rapidamente seu lítio. A fusão de [[lítio-7]] e um [[próton]] ocorre produzindo dois núcleos de [[hélio-4]]. A temperatura necessária para esta reação está logo abaixo da necessária para a fusão do hidrogênio. A convecção em estrelas de baixa massa garante que o lítio em todo o volume da estrela seja eventualmente esgotado. Portanto, a presença da linha espectral do lítio em uma candidata a anã marrom é um forte indicador de que é de fato um [[objeto subestelar]].

==== O teste do lítio ====
O uso de [[lítio]] para distinguir anãs marrons candidatas de [[estrela]]s de baixa massa é comumente referido como o '''teste de lítio''' e foi iniciado por [[Rafael Rebolo López]], Eduardo Martín e Antonio Magazzu. No entanto, o lítio também é visto em estrelas muito jovens, que ainda não tiveram tempo suficiente para queimar tudo.

Estrelas mais pesadas, como o [[Sol]], também podem reter lítio em suas camadas externas, que nunca esquentam o suficiente para fundir o lítio, e cuja camada convectiva não se mistura com o núcleo onde o lítio se esgotaria rapidamente. Essas estrelas maiores são facilmente distinguíveis das anãs marrons por seu tamanho e luminosidade.

Por outro lado, as anãs marrons no limite superior de sua faixa de massa podem ser quentes o suficiente para esgotar seu lítio quando são jovens. Anãs com massa superior a {{Massa de Júpiter|65|link=y}} podem queimar seu lítio quando tiverem meio bilhão de anos,<ref>{{citar periódico |último1=Kulkarni |primeiro1=Shrinivas R. |autorlink=Shrinivas Kulkarni |título=Brown Dwarfs: A Possible Missing Link Between Stars and Planets |periódico=Science |data=30 de maio de 1997 |volume=276 |número=5317 |páginas=1350–1354 |doi=10.1126/science.276.5317.1350 |bibcode=1997Sci...276.1350K }}</ref> portanto, o teste de lítio não é perfeito.

==== Metano atmosférico ====
Ao contrário das [[estrela]]s, as anãs marrons mais velhas às vezes são frias o suficiente para que, durante períodos muito longos, suas [[atmosfera]]s possam acumular quantidades observáveis de [[metano]] que não podem se formar em objetos mais quentes. Anãs confirmadas desta forma incluem [[Gliese 229]] Ab.

==== Chuva de ferro ====
As [[estrela]]s da [[sequência principal]] esfriam, mas eventualmente atingem uma [[luminosidade bolométrica]] mínima que podem sustentar através da fusão constante. Isso varia de estrela para estrela, mas geralmente é pelo menos 0.01% do [[Sol]]. As anãs marrons esfriam e escurecem constantemente ao longo de suas vidas; anãs marrons suficientemente velhas serão muito fracas para serem detectadas.

A '''chuva de ferro''' como parte dos processos de convecção atmosférica só é possível em anãs marrons e não em estrelas pequenas. A pesquisa espectroscópica da chuva de ferro ainda está em andamento, mas nem todas as anãs marrons sempre terão essa anomalia atmosférica. Em 2013, uma [[atmosfera]] heterogênea contendo [[ferro]] foi fotografada em torno do componente B no sistema [[Luhman 16]].<ref>{{citar periódico |último1=Biller |primeiro1=Beth A. |último2=Crossfield |primeiro2=Ian J. M. |último3=Mancini |primeiro3=Luigi |último4=Ciceri |primeiro4=Simona |último5=Southworth |primeiro5=John |último6=Kopytova |primeiro6=Taisiya G. |último7=Bonnefoy |primeiro7=Mickaël |último8=Deacon |primeiro8=Niall R. |último9=Schlieder |primeiro9=Joshua E. |último10=Buenzli |primeiro10=Esther |último11=Brandner |primeiro11=Wolfgang |último12=Allard |primeiro12=France |último13=Homeier |primeiro13=Derek |último14=Freytag |primeiro14=Bernd |último15=Bailer-Jones |primeiro15=Coryn A. L. |último16=Greiner |primeiro16=Jochen |último17=Henning |primeiro17=Thomas |último18=Goldman |primeiro18=Bertrand |título=Weather on the Nearest Brown Dwarfs: Resolved Simultaneous Multi-Wavelength Variability Monitoring of WISE J104915.57–531906.1AB |periódico=[[The Astrophysical Journal Letters]] |data=6 de novembro de 2013 |volume=778|número=1 |páginas=L10 |doi=10.1088/2041-8205/778/1/l10 |arxiv=1310.5144 |bibcode=2013ApJ...778L..10B |s2cid=56107487 }}</ref>

=== Anãs marrons de baixa massa versus planetas de grande massa ===
[[Imagem:Brown Dwarf HD 29587 B.png|thumb|right|Um conceito artístico da anã marrom em torno da estrela [[HD 29587]], uma companheira conhecida como [[HD 29587 b]], e estimada em cerca de 55 vezes a [[massa de Júpiter]]]]
Como as [[estrela]]s, as anãs marrons se formam independentemente, mas, ao contrário das estrelas, não têm massa suficiente para "entrar em ignição". Como todas as estrelas, elas podem ocorrer isoladamente ou próximas a outras estrelas. Algumas estrelas orbitam e podem, como os [[planeta]]s, ter [[órbitas excêntricas]].

==== Tamanho e ambiguidades de queima de combustível ====
As anãs marrons têm aproximadamente o mesmo [[raio de Júpiter]]. No limite superior de sua faixa de massa ({{Massa de Júpiter|60-90|link=y}}), o volume de uma anã marrom é governado principalmente pela pressão de [[Matéria degenerada|degeneração de elétrons]],<ref>{{citar periódico |título=Planetesimals to Brown Dwarfs: What is a Planet? |data=2006-08-20 |páginas=193–216 |primeiro1=Gibor |último1=Basri |último2=Brown |primeiro2=Michael E. |autorlink2=Michael E. Brown |volume=34 |número=2006 |doi=10.1146/annurev.earth.34.031405.125058 |periódico=[[Annual Review of Earth and Planetary Sciences]] |arxiv=astro-ph/0608417 |bibcode=2006AREPS..34..193B|s2cid=119338327 }}</ref> como nas [[anãs brancas]]; na extremidade inferior da faixa ({{Massa de Júpiter|10}}), seu volume é governado principalmente pela [[Barreira de Coulomb|pressão de Coulomb]], como nos [[planeta]]s. O resultado líquido é que os raios das anãs marrons variam em apenas 10 a 15% na faixa de massas possíveis. Além disso, a relação massa-raio não mostra nenhuma mudança de cerca de uma massa de [[Saturno (planeta)|Saturno]] até o início da queima de [[hidrogênio]] ({{Massa solar|0.080±0.008|link=y}}), sugerindo que, dessa perspectiva, as anãs marrons são simplesmente planetas jovianos de alta massa.<ref name="ChenKipping">{{citar periódico |último1=Chen |primeiro1=Jingjing |último2=Kipping |primeiro2=David |data=2016 |título=Probabilistic Forecasting of the Masses and Radii of Other Worlds |url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/834/1/17/meta |periódico=The Astrophysical Journal |volume=834 |número=1 |página=17 |arxiv=1603.08614 |doi=10.3847/1538-4357/834/1/17 |acessodata=27 de julho de 2021 |s2cid=119114880}}</ref> Isso pode dificultar a distinção entre eles e os planetas.

Além disso, muitas anãs marrons não sofrem fusão; mesmo aqueles no limite superior da faixa de massa (acima de {{Massa de Júpiter|60}}) esfriam rápido o suficiente para que, após 10 milhões de anos, não sofram mais [[Fusão de deutério|fusão]].

==== Espectro de calor ====
Os espectros de [[raios-X]] e [[infravermelho]] são sinais reveladores de anãs marrons. Alguns emitem raios-X; e todas as anãs "quentes" continuam a brilhar notavelmente nos espectros vermelho e infravermelho até que esfriem a temperaturas semelhantes às dos [[planeta]]s (abaixo de 1.000 [[Kelvin|K]]).

Os [[gigantes gasosos]] têm algumas das características das anãs marrons. Como o [[Sol]], [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] e [[Saturno (planeta)|Saturno]] são feitos principalmente de [[hidrogênio]] e [[hélio]]. Saturno é quase tão grande quanto Júpiter, apesar de ter apenas 30% da massa. Três dos [[planetas gigantes]] do [[Sistema Solar]] (Júpiter, Saturno e [[Netuno (planeta)|Netuno]]) emitem muito mais (até cerca de duas vezes) calor do que recebem do Sol.<ref>{{citar web |url=http://astronomy.nmsu.edu/tharriso/ast105/UranusandNeptune.html |título=The Jovian Planets: Uranus, and Neptune |acessodata=2013-03-15 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20120118184803/http://astronomy.nmsu.edu/tharriso/ast105/UranusandNeptune.html |arquivodata=2012-01-18 |urlmorta=sim }}</ref><ref>{{citar web |url=http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/cosmic_reference/planets.html |título=Cool Cosmos – Planets and Moons |acessodata=2019-02-11 |arquivodata=2019-02-21 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20190221171452/http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/cosmic_reference/planets.html |urlmorta=sim }}</ref> Todos os quatro planetas gigantes têm seus próprios sistemas "planetários", na forma de extensos sistemas lunares.

==== Padrão atual da União Astronômica Internacional ====
Atualmente, a [[União Astronômica Internacional]] (IAU) considera um objeto acima de {{Massa de Júpiter|13|link=y}} (a massa limite para a [[fusão termonuclear]] do [[deutério]]) como uma anã marrom, enquanto um objeto abaixo dessa massa (e orbitando uma [[estrela]] ou [[remanescente estelar]]) é considerado um [[planeta]]. A massa mínima necessária para desencadear a queima sustentada de [[hidrogênio]] (cerca de {{Massa de Júpiter|80}}) forma o limite superior da definição.<ref name="Wethington"/><ref>{{citar web |título=Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet" |website=IAU position statement |data=2003-02-28 |url=http://home.dtm.ciw.edu/users/boss/definition.html |acessodata=2014-04-28 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20141216075559/http://home.dtm.ciw.edu/users/boss/definition.html |arquivodata=2014-12-16 |urlmorta=sim }}</ref>

Também é debatido se as anãs marrons seriam mais bem definidas por seu processo de formação do que por limites de massa teóricos baseados em reações de [[fusão nuclear]].<ref name="PT-June2008">{{citar periódico |último=Burgasser |primeiro=Adam J. |data=junho de 2008 |título=Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters |url=http://astro.berkeley.edu/~gmarcy/astro160/papers/brown_dwarfs_failed_stars.pdf |urlmorta=sim |periódico=[[Physics Today]] |local=Cambridge, MA |publicado=Massachusetts Institute of Technology |volume=61 |número=6 |páginas=70–71 |bibcode=2008PhT....61f..70B |doi=10.1063/1.2947658 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20130508182012/http://astro.berkeley.edu/~gmarcy/astro160/papers/brown_dwarfs_failed_stars.pdf |arquivodata=8 de maio de 2013 |acessodata=31 de março de 2022 |via=American Institute of Physics}}</ref> Sob essa interpretação, as anãs marrons são aqueles objetos que representam os produtos de menor massa do processo de [[formação estelar]], enquanto os planetas são objetos formados em um [[disco de acreção]] ao redor de uma estrela. Acredita-se que os objetos flutuantes mais frios descobertos, como o [[WISE 0855]], bem como os objetos jovens de menor massa conhecidos como [[PSO J318.5-22]], tenham massas abaixo de {{Massa de Júpiter|13}} e, como resultado, às vezes são referidos como [[objetos de massa planetária]] devido à ambiguidade de serem considerados [[planetas órfãos]] ou anãs marrons. Existem objetos de massa planetária conhecidos por orbitar anãs marrons, como [[2M1207b]], [[MOA-2007-BLG-192Lb]], [[2MASS J04414489+2301513|2MASS J044144b]] e Oph 98 B.

O ponto de corte de {{Massa de Júpiter|13}} é uma regra prática, e não algo de significado físico preciso. Objetos maiores queimarão a maior parte de seu deutério e os menores queimarão apenas um pouco, e o valor de 13 vezes a [[massa de Júpiter]] está em algum lugar no meio.<ref name=bodenheimer2013>{{citar periódico |último1=Bodenheimer |primeiro1=Peter |último2=D'Angelo |primeiro2=Gennaro |último3=Lissauer |primeiro3=Jack J. |autorlink3=Jack J. Lissauer |último4=Fortney |primeiro4=Jonathan J. |último5=Saumon |primeiro5=Didier |título=Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion |periódico=The Astrophysical Journal |data=2013 |volume=770 |número=2 |páginas=120 (13 pp.) |doi=10.1088/0004-637X/770/2/120 |arxiv=1305.0980 |bibcode=2013ApJ...770..120B|s2cid=118553341 }}</ref> A quantidade de deutério queimado também depende, em certa medida, da composição do objeto, especificamente da quantidade de [[hélio]] e deutério presentes e da fração de elementos mais pesados, que determina a opacidade atmosférica e, portanto, a taxa de resfriamento radiativo.<ref name=Spiegel2011>{{citar periódico |último1=Spiegel |primeiro1=David S. |último2=Burrows |primeiro2=Adam |último3=Milson |primeiro3=John A. |título=The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets |periódico=The Astrophysical Journal |volume=727 |número=1 |página=57 |data=2011 |doi=10.1088/0004-637X/727/1/57 |arxiv=1008.5150 |bibcode=2011ApJ...727...57S|s2cid=118513110 }}</ref>

A partir de 2011, a [[Extrasolar Planets Encyclopaedia]] incluiu objetos de até {{Massa de Júpiter|25}}, dizendo: "O fato de não haver nenhuma característica especial em torno de {{Massa de Júpiter|13}} no espectro de massa observado reforça a escolha de esquecer esse limite de massa".<ref>{{citar periódico |último1=Schneider |primeiro1=Jean |último2=Dedieu |primeiro2=Cyril |último3=Le Sidaner |primeiro3=Pierre |último4=Savalle |primeiro4=Renaud |último5=Zolotukhin |primeiro5=Ivan |título=Defining and cataloging exoplanets: The exoplanet.eu database |data=2011 |volume=532 |número=79 |periódico=[[Astronomy & Astrophysics]] |arxiv=1106.0586 |doi=10.1051/0004-6361/201116713 |páginas=A79 |bibcode=2011A&A...532A..79S |s2cid=55994657 }}</ref> A partir de 2016, esse limite foi aumentado para {{Massa de Júpiter|60}},<ref>{{citar livro |último=Schneider |primeiro=Jean |arxiv=1604.00917 |capítulo=Exoplanets versus brown dwarfs: the CoRoT view and the future |título=The CoRoT Legacy Book |data=julho de 2016 |página=157 |doi=10.1051/978-2-7598-1876-1.c038 |isbn=978-2-7598-1876-1|s2cid=118434022 }}</ref> com base em um estudo das relações massa-densidade.<ref>{{citar periódico |arxiv=1506.05097 |último1=Hatzes |primeiro1=Artie P. |autorlink1=Artie P. Hatzes |último2=Rauer |primeiro2=Heike |autorlink2=Heike Rauer |título=A Definition for Giant Planets Based on the Mass-Density Relationship |ano=2015 |doi=10.1088/2041-8205/810/2/L25 |volume=810 |número=2 |periódico=The Astrophysical Journal |página=L25 |bibcode=2015ApJ...810L..25H |s2cid= 119111221 }}</ref>

O [[Exoplanet Data Explorer]] inclui objetos de até {{Massa de Júpiter|24}} com o aviso: "A distinção de {{Massa de Júpiter|13}} pelo Grupo de Trabalho da IAU é fisicamente desmotivada para planetas com núcleos rochosos e observacionalmente problemática devido à [[Massa mínima|ambiguidade do pecado]]".<ref name="eod">{{citar periódico |arxiv=1012.5676 |título=The Exoplanet Orbit Database |data=2010 |bibcode=2011PASP..123..412W |doi=10.1086/659427 |volume=123 |número=902 |periódico=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]] |páginas=412–422 |último1=Wright |primeiro1=Jason T. |último2=Fakhouri |primeiro2=Onsi |último3=Marcy |primeiro3=Geoffrey W. |autorlink3=Geoffrey Marcy |último4=Han |primeiro4=Eunkyu |último5=Feng |primeiro5=Y. Katherina |último6=Johnson |primeiro6=John Asher |autorlink6=John Johnson (astronomer) |último7=Howard |primeiro7=Andrew W. |último8=Fischer |primeiro8=Debra A. |autorlink8=Debra Fischer |último9=Valenti |primeiro9=Jeff A. |último10=Anderson |primeiro10=Jay |último11=Piskunov |primeiro11=Nikolai |s2cid=51769219 }}</ref> O [[NASA Exoplanet Archive]] inclui objetos com uma massa (ou massa mínima) igual ou inferior a {{Massa de Júpiter|30}}.<ref>[http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/docs/exoplanet_criteria.html Exoplanet Criteria for Inclusion in the Archive], NASA Exoplanet Archive</ref>

==== Subanã marrom ====
[[Imagem:Sol Cha-110913-773444 Jupiter.jpg|thumb|Uma comparação de tamanho entre o [[Sol]], uma jovem [[subanã marrom]] e [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. À medida que a subanã marrom envelhece, ela gradualmente esfria e encolhe]]
{{artigo principal|Subanã marrom}}
Objetos abaixo de {{Massa de Júpiter|13|link=y}}, chamados [[subanã marrom]] ou anã marrom de massa planetária, se formam da mesma maneira que [[estrela]]s e anãs marrons (ou seja, através do colapso de uma [[Nebulosa|nuvem de gás]]), mas têm uma [[Planemo|massa abaixo da massa limite para a fusão termonuclear]] do [[deutério]].<ref>[http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html Working Group on Extrasolar Planets – Definition of a "Planet"] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20120702204018/http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html |data=2012-07-02 }} Position statement on the definition of a "planet" (IAU)</ref>

Alguns pesquisadores os chamam de [[planetas flutuantes]],<ref name="Delorme2012">{{citar periódico |último1=Delorme |primeiro1=Philippe |primeiro2=Jonathan |último2=Gagné |primeiro3=Lison |último3=Malo |primeiro4=Céline |último4=Reylé |primeiro5=Étienne |último5=Artigau |primeiro6=Loïc |último6=Albert |primeiro7=Thierry |último7=Forveille |primeiro8=Xavier |último8=Delfosse |primeiro9=France |último9=Allard |primeiro10=Derek |último10=Homeier |título=CFBDSIR2149-0403: a 4–7 Jupiter-mass free-floating planet in the young moving group AB Doradus? |periódico=Astronomy & Astrophysics |data=dezembro de 2012 |arxiv=1210.0305 |doi=10.1051/0004-6361/201219984 |bibcode=2012A&A...548A..26D |volume=548 |página=A26|s2cid=50935950 }}</ref> enquanto outros os chamam de anãs marrons de massa planetária.<ref name="Luhman20140421">{{citar periódico |título=Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun |periódico=[[The Astrophysical Journal Letters]] |primeiro=Kevin L. |último=Luhman |autorlink=Kevin Luhman |volume=786 |número=2 |página=L18 |data=21 de abril de 2014 |doi=10.1088/2041-8205/786/2/L18 |arxiv=1404.6501 |bibcode=2014ApJ...786L..18L|s2cid=119102654 }}</ref>

=== Papel de outras propriedades físicas na estimativa de massa ===
Embora as características espectroscópicas possam ajudar a distinguir entre [[Anã vermelha|estrelas de baixa massa]] e anãs marrons, muitas vezes é necessário estimar a massa para chegar a uma conclusão. A teoria por trás da estimativa de massa é que as anãs marrons com uma massa semelhante se formam de maneira semelhante e são quentes quando se formam. Algumas têm tipos espectrais semelhantes a [[estrela]]s de baixa massa, como [[2MASS J11011926–7732383 AB|2M1101AB]]. À medida que esfriam, as anãs marrons devem manter uma gama de [[luminosidade]]s dependendo da massa.<ref>{{citar periódico |último1=Saumon |primeiro1=Didier |último2=Marley |primeiro2=Mark S. |data=dezembro de 2008 |título=The Evolution of L and T Dwarfs in Color-Magnitude Diagrams |periódico=Astrophysical Journal |língua=en |volume=689 |número=2 |páginas=1327–1344 |doi=10.1086/592734 |arxiv=0808.2611 |bibcode=2008ApJ...689.1327S |s2cid=15981010 |issn=0004-637X }}</ref><!-- Veja a Imagem 2, por exemplo --> Sem a idade e luminosidade uma estimativa de massa é difícil; por exemplo, uma anã marrom de classe L pode ser uma velha anã marrom com uma alta massa (possivelmente uma estrela de baixa massa) ou uma jovem anã marrom com uma massa muito baixa. Para as anãs Y, isso é um problema menor, pois elas permanecem objetos de baixa massa perto do limite das [[subanãs marrons]], mesmo para estimativas de idade relativamente alta.<ref name=":2"/> Para as anãs L e T ainda é útil ter uma estimativa de idade precisa. A luminosidade é aqui a propriedade menos preocupante, pois pode ser estimada a partir da [[distribuição de energia espectral]].<ref>{{citar periódico |último1=Filippazzo |primeiro1=Joseph C. |último2=Rice |primeiro2=Emily L. |último3=Faherty |primeiro3=Jacqueline K.|autorlink3=Jackie Faherty |último4=Cruz |primeiro4=Kelle L. |último5=Van Gordon |primeiro5=Mollie M. |último6=Looper |primeiro6=Dagny L. |data=setembro de 2015 |título=Fundamental Parameters and Spectral Energy Distributions of Young and Field Age Objects with Masses Spanning the Stellar to Planetary Regime |periódico=Astrophysical Journal |língua=en |volume=810 |número=2 |páginas=158 |doi=10.1088/0004-637X/810/2/158 |arxiv=1508.01767 |bibcode=2015ApJ...810..158F |s2cid=89611607 |issn=0004-637X }}</ref> A estimativa da idade pode ser feita de duas maneiras. Ou a anã marrom é jovem e ainda possui características espectrais associadas à juventude ou a anã marrom se move com uma estrela ou grupo estelar ([[Aglomerado estelar|aglomerado]] ou [[associação estelar]]), que facilitam a obtenção de estimativas de idade. Uma anã marrom muito jovem que foi mais estudada com este método é [[2M1207]] e a companheira [[2M1207b]]. Com base na localização, [[movimento próprio]] e assinatura espectral, este objeto foi determinado como pertencente à [[associação TW Hydrae]] de ~8 milhões de anos e a massa do secundário foi determinada como estando abaixo do limite de queima de [[deutério]] com {{Massa de Júpiter|8 ± 2|link=y}}.<ref>{{citar periódico |último1=Mohanty |primeiro1=Subhanjoy |último2=Jayawardhana |primeiro2=Ray |último3=Huélamo |primeiro3=Nuria |último4=Mamajek |primeiro4=Eric |data=março de 2007 |título=The Planetary Mass Companion 2MASS 1207-3932B: Temperature, Mass, and Evidence for an Edge-on Disk |periódico=Astrophysical Journal |língua=en |volume=657 |número=2 |páginas=1064–1091 |doi=10.1086/510877 |arxiv=astro-ph/0610550 |bibcode=2007ApJ...657.1064M |s2cid=17326111 |issn=0004-637X }}</ref> Um exemplo muito antigo de uma estimativa de idade que faz uso do co-movimento é a anã marrom + [[anã branca]] binária COCONUTS-1, com a anã branca tendo uma idade total de {{Val|7.3|2.8|1.6}} [[bilhões de anos]]. Neste caso, a massa não foi estimada com a idade derivada, mas o co-movimento forneceu uma estimativa precisa da distância, usando a [[paralaxe]] da sonda [[Gaia (sonda espacial)|''Gaia'']]. Usando essa medida, os autores estimaram o raio, que foi usado para estimar a massa da anã marrom como {{Val|15.4|0.9|0.8}} {{Massa de Júpiter}}.<ref name=":3">{{citar periódico |último1=Zhang |primeiro1=Zhoujian |último2=Liu |primeiro2=Michael C. |último3=Hermes |primeiro3=James J. <!-- https://www.bu.edu/cas/ar/2018/7/ a.k.a. "Jota Jota" (https://jjhermes.es), full name James Joseph Hermes Jr. https://repositories.lib.utexas.edu/bitstream/handle/2152/21608/HERMES-DISSERTATION-2013.pdf -->|último4=Magnier |primeiro4=Eugene A. |último5=Marley |primeiro5=Mark S. |último6=Tremblay |primeiro6=Pier-Emmanuel |último7=Tucker |primeiro7=Michael A. |último8=Do |primeiro8=Aaron |último9=Payne |primeiro9=Anna V. |último10=Shappee |primeiro10=Benjamin J. |data=fevereiro de 2020 |título=COol Companions ON Ultrawide orbiTS (COCONUTS). I. A High-Gravity T4 Benchmark around an Old White Dwarf and A Re-Examination of the Surface-Gravity Dependence of the L/T Transition |periódico=The Astrophysical Journal |língua=en |volume=891 |número=2 |página=171 |doi=10.3847/1538-4357/ab765c |arxiv=2002.05723 |bibcode=2020ApJ...891..171Z |s2cid=211126544 }}</ref>

== Observações ==
=== Classificação das anãs marrons ===
==== Classe espectral M ====
[[Imagem:late-M-dwarf-nasa-hurt.png|thumb|left|Concepção artística de uma anã M tardia]]
Estas são anãs marrons com uma classe espectral de M5.5 ou superior; elas também são chamadas de anãs M tardias. Estas podem ser consideradas [[anãs vermelhas]] aos olhos de alguns cientistas. Muitas anãs marrons com classe espectral M são objetos jovens, como [[Teide 1]].

==== Classe espectral L ==== <!-- Anã L redireciona aqui -->
[[Imagem:L-dwarf-nasa-hurt.png|thumb|Concepção artística de uma anã L]]
A característica definidora da [[classe espectral]] M, o tipo mais frio na sequência estelar clássica de longa data, é um espectro óptico dominado por bandas de absorção de moléculas de [[óxido de titânio(II)]] (TiO) e [[óxido de vanádio(II)]] (VO). No entanto, GD 165B, a companheira fria da [[anã branca]] [[GD 165]], não tinha nenhuma das características típicas de TiO das anãs M. A identificação subsequente de muitos objetos como GD 165B acabou levando à definição de uma nova classe espectral, as '''anãs L''', definidas na região óptica vermelha do espectro não por bandas de absorção de óxido de metal (TiO, VO), mas por [[hidreto]] de metal bandas de emissão ([[Hidreto de ferro(I)|FeH]], [[Hidreto de cromo(I)|CrH]], [[Hidreto de magnésio|MgH]], [[Hidreto de cálcio|CaH]]) e linhas atômicas proeminentes de [[metais alcalinos]] ([[Sódio|Na]], [[Potássio|K]], [[Rubídio|Rb]], [[Césio|Cs]]). Em 2013, mais de 900 anãs L foram identificadas,<ref name="DwarfArchives"/> a maioria por levantamentos de campo amplo: o Two Micron All Sky Survey ([[2MASS]]), [[Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky]] (DENIS) e o [[Sloan Digital Sky Survey]] (SDSS). Esta classe espectral contém não apenas as anãs marrons, porque as [[estrela]]s mais frias da [[sequência principal]] acima das anãs marrons (> {{Massa de Júpiter|80|link=y}}) têm a classe espectral L2 a L6.<ref>{{citar periódico |último1=Smart |primeiro1=Richard L. |último2=Bucciarelli |primeiro2=Beatrice |último3=Jones |primeiro3=Hugh R. A. |último4=Marocco |primeiro4=Federico |último5=Andrei |primeiro5=Alexandre Humberto |último6=Goldman |primeiro6=Bertrand |último7=Méndez |primeiro7=René A. |último8=d'Avila |primeiro8=Victor de A. |último9=Burningham |primeiro9=Ben |último10=Camargo |primeiro10=Julio Ignácio Bueno de |último11=Crosta |primeiro11=Maria Teresa |primeiro12=Mario |último12=Daprà |primeiro13=James S. |último13=Jenkins |primeiro14=Regis |último14=Lachaume |primeiro15=Mario G. |último15=Lattanzi |primeiro16=Jucira L. |último16=Penna |primeiro17=David J. |último17=Pinfield |primeiro18=Dario Nepomuceno |último18=da Silva Neto |primeiro19=Alessandro |último19=Sozzetti |primeiro20=Alberto |último20=Vecchiato |data=dezembro de 2018 |título=Parallaxes of Southern Extremely Cool objects III: 118 L and T dwarfs |periódico=MNRAS |língua=en |volume=481 |número=3 |páginas=3548–3562 |doi=10.1093/mnras/sty2520 |arxiv=1811.00672 |bibcode=2018MNRAS.481.3548S |s2cid=119390019 |issn=0035-8711 }}</ref>

==== Classe espectral T ==== <!-- Anã T redireciona aqui -->
[[Imagem:T-dwarf-nasa-hurt.png|thumb|left|Concepção artística de uma anã T]]
Como [[GD 165]]B é o protótipo de anãs L, [[Gliese 229]] Ab é o protótipo de uma segunda nova classe espectral, as '''anãs T'''. As anãs T são rosa-magenta. Enquanto os espectros de [[infravermelho-próximo]] (NIR) de anãs L mostram fortes bandas de absorção de H<sub>2</sub>O e [[monóxido de carbono]] (CO), o espectro NIR de Gliese 229 Ab é dominado por bandas de absorção de [[metano]] (CH<sub>4</sub>), características que foram encontradas apenas nos [[planetas gigantes]] do [[Sistema Solar]] e [[Titã (satélite)|Titã]]. CH<sub>4</sub>, H<sub>2</sub>O e absorção induzida por colisão (CIA) de [[hidrogênio]] molecular (H2) dão ao Gliese 229 Ab cores de infravermelho-próximo azuis. Seu espectro óptico vermelho inclinado também carece das bandas [[Hidreto de ferro(I)|FeH]] e [[Hidreto de cromo(I)|CrH]] que caracterizam as anãs L e, em vez disso, é influenciado por recursos de absorção excepcionalmente amplos dos [[metais alcalinos]] [[Sódio|Na]] e [[Potássio|K]]. Essas diferenças levaram [[J. Davy Kirkpatrick]] a propor a classe espectral T para objetos exibindo absorção de CH<sub>4</sub> nas bandas H e K. A partir de 2013, 355 anãs T são conhecidas.<ref name="DwarfArchives"/> Esquemas de classificação NIR para anãs T foram recentemente desenvolvidos por Adam Burgasser e Tom Geballe. A teoria sugere que as anãs L são uma mistura de [[estrela]]s de massa muito baixa e [[objetos subestelares]] (anãs marrons), enquanto a classe das anãs T é composta inteiramente de anãs marrons. Devido à absorção de [[sódio]] e [[potássio]] na parte verde do espectro das anãs T, estima-se que a aparência real das anãs T para a percepção visual humana não seja marrom, mas [[magenta]].<ref name=burrows>{{citar periódico |último1=Burrows |primeiro1=Adam |último2=Hubbard |primeiro2=William B. |último3=Lunine |primeiro3=Jonathan I. |último4=Liebert |primeiro4=James |ano=2001 |título=The theory of brown dwarfs and extrasolar giant planets |periódico=[[Reviews of Modern Physics]] |volume=73 |número=3 |páginas=719–765 |doi=10.1103/RevModPhys.73.719 |bibcode=2001RvMP...73..719B |arxiv=astro-ph/0103383 |s2cid=204927572 }}</ref><ref>[http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/2mass/science/comparison.html "An Artist's View of Brown Dwarf Types"] {{Webarchive |primeiro=Robert |último=Hurt |jornal=Infrared Processing and Analysis Center |url=https://web.archive.org/web/20111117180311/http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/2mass/science/comparison.html |data=2011-11-17 }}</ref> Anãs marrons da classe T, como [[WISE J031624.35+430709.1|WISE 0316+4307]], foram detectadas a mais de 100 [[anos-luz]] do [[Sol]].

==== Classe espectral Y ==== <!-- Anã Y redireciona aqui -->
[[Imagem:WISE 1828+2650 Brown dwarf.jpg|thumb|Concepção artística de uma anã Y]]
Em 2009, as anãs marrons mais frias conhecidas estimaram temperaturas efetivas entre 500 e 600 [[Kelvin|K]] (227-327 [[°C]]) e foram atribuídas à [[classe espectral]] T9. Três exemplos são as anãs marrons [[CFBDS J005910.90–011401.3]], [[ULAS J133553.45+113005.2]] e [[ULAS J003402.77−005206.7]].<ref name=four600k>{{citar periódico |doi=10.1088/0004-637X/695/2/1517 |bibcode=2009ApJ...695.1517L |título=The Physical Properties of Four ~600 K T Dwarfs |periódico=The Astrophysical Journal |volume=695 |número=2 |páginas=1517–1526 |último1=Leggett |primeiro1=Sandy K. |último2=Cushing |primeiro2=Michael C. |último3=Saumon |primeiro3=Didier |último4=Marley |primeiro4=Mark S. |último5=Roellig |primeiro5=Thomas L. |último6=Warren |primeiro6=Stephen J. |último7=Burningham |primeiro7=Ben |último8=Jones |primeiro8=Hugh R. A. |último9=Kirkpatrick |primeiro9=J. Davy |último10=Lodieu |primeiro10=Nicolas |último11=Lucas |primeiro11=Philip W. |último12=Mainzer |primeiro12=Amy K. |último13=Martín |primeiro13=Eduardo L. |último14=McCaughrean |primeiro14=Mark J. |último15=Pinfield |primeiro15=David J. |último16=Sloan |primeiro16=Gregory C. |último17=Smart |primeiro17=Richard L. |último18=Tamura |primeiro18=Motohide |último19=Van Cleve |primeiro19=Jeffrey |ano=2009 |arxiv=0901.4093 |s2cid=44050900 }}.</ref> Os espectros desses objetos têm picos de absorção em torno de 1.55 micrômetros.<ref name=four600k/> Delorme ''et ai.'' sugeriram que essa característica se deve à absorção de [[amônia]] e que isso deveria ser interpretado como uma indicação da transição T-Y, tornando esses objetos de classe Y0.<ref name=four600k/><ref name=tytrans>{{citar periódico |doi=10.1051/0004-6361:20079317 |bibcode=2008A&A...482..961D |título=CFBDS J005910.90-011401.3: Reaching the T–Y brown dwarf transition? |periódico=Astronomy and Astrophysics |volume=482 |número=3 |páginas=961–971 |ano=2008 |último1=Delorme |primeiro1=Philippe |último2=Delfosse |primeiro2=Xavier |último3=Albert |primeiro3=Loïc |último4=Artigau |primeiro4=Étienne |último5=Forveille |primeiro5=Thierry |último6=Reylé |primeiro6=Céline |último7=Allard |primeiro7=France |último8=Homeier |primeiro8=Derek |último9=Robin |primeiro9=Annie C. |último10=Willott |primeiro10=Chris J. |último11=Liu |primeiro11=Michael C. |último12=Dupuy |primeiro12=Trent J. |arxiv=0802.4387 |s2cid=847552 }}</ref> No entanto, é difícil distinguir a característica da absorção por [[água]] e [[metano]],<ref name=four600k/> e outros autores afirmaram que a atribuição de classe Y0 é prematura.<ref name="Burninghametal2008"/>

Em abril de 2010, duas sub[[anãs marrons]] ultrafrias recém-descobertas ([[UGPS J072227.51-054031.2|UGPS 0722-05]] e SDWFS 1433+35) foram propostas como protótipos para a classe espectral Y0.<ref>{{citar periódico |primeiro1=Peter R. M. |último1=Eisenhardt |título=Ultracool Field Brown Dwarf Candidates Selected at 4.5 microns |periódico=The Astronomical Journal |volume=139 |número=6 |páginas=2455 |arxiv=1004.1436 |data=2010 |último2=Griffith |primeiro2=Roger L. |último3=Stern |primeiro3=Daniel |último4=Wright |primeiro4=Edward L. |autorlink4=Edward L. Wright |último5=Ashby |primeiro5=Matthew L. N. |último6=Brodwin |primeiro6=Mark |último7=Brown |primeiro7=Michael J. I. |último8=Bussmann |primeiro8=R. S. |último9=Dey |primeiro9=Arjun |último10=Ghez |primeiro10=Andrea Mia |author-link10=Andrea M. Ghez |último11=Glikman |primeiro11=Eilat |último12=Gonzalez |primeiro12=Anthony H. |último13=Kirkpatrick |primeiro13=J. Davy |último14=Konopacky |primeiro14=Quinn |último15=Mainzer |primeiro15=Amy |último16=Vollbach |primeiro16=David |último17=Wright |primeiro17=Shelley A. |doi=10.1088/0004-6256/139/6/2455 |bibcode=2010AJ....139.2455E|s2cid=2019463 }}</ref>

Em fevereiro de 2011, Luhman ''et al.'' relataram a descoberta de [[WD 0806-661|WD 0806-661B]], uma anã marrom companheira de uma [[anã branca]] próxima com uma temperatura de c. 300 K (27 °C) e massa de {{Massa de Júpiter|7|link=y}}.<ref name=Luhman2011>{{citar periódico |último1=Luhman |primeiro1=Kevin L. |último2=Burgasser |primeiro2=Adam J. |último3=Bochanski |primeiro3=John J. |título=Discovery of a candidate for the coolest known brown dwarf |periódico=The Astrophysical Journal Letters |data=20 de março de 2011 |volume=730 |número=1 |páginas=L9 |doi=10.1088/2041-8205/730/1/L9 |bibcode=2011ApJ...730L...9L |arxiv=1102.5411|s2cid=54666396 }}</ref> Embora de massa planetária, Rodriguez ''et al.'' sugerem que é improvável que tenha se formado da mesma maneira que os [[planeta]]s.<ref name=Rodriguez2011>{{citar periódico |último1=Rodriguez |primeiro1=David R. |último2=Zuckerman |primeiro2=Benjamin |autorlink2=Benjamin Zuckerman |último3=Melis |primeiro3=Carl |último4=Song |primeiro4=Inseok |título=The ultra cool brown dwarf companion of WD 0806-661B: age, mass, and formation mechanism |periódico=The Astrophysical Journal |data=10 de maio de 2011 |volume=732 |número=2 |páginas=L29 |doi=10.1088/2041-8205/732/2/L29 |bibcode=2011ApJ...732L..29R |arxiv=1103.3544|s2cid=118382542 }}</ref>

Pouco tempo depois, Liu ''et al.'' publicou um relato de uma anã marrom "muito fria" (c. 370 K (97 °C)) orbitando outra anã marrom de massa muito baixa e observou que "Dada sua baixa [[luminosidade]], cores atípicas e temperatura fria, [[CFBDSIR J145829+101343|CFBDS J1458+10B]] é um candidato promissor para a hipotética classe espectral Y."<ref>{{citar periódico |último1=Liu |primeiro1=Michael C. |primeiro2=Philippe |último2=Delorme |primeiro3=Trent J. |último3=Dupuy |primeiro4=Brendan P. |último4=Bowler |primeiro5=Loïc |último5=Albert |primeiro6=Étienne |último6=Artigau |primeiro7=Céline |último7=Reylé |primeiro8=Thierry |último8=Forveille |primeiro9=Xavier |último9=Delfosse |data=28 de fevereiro de 2011 |título=CFBDSIR J1458+1013B: A Very Cold (>T10) Brown Dwarf in a Binary System |periódico=The Astrophysical Journal |volume=740 |número=2 |páginas=108 |arxiv=1103.0014 |doi=10.1088/0004-637X/740/2/108 |bibcode=2011ApJ...740..108L|s2cid=118344589 }}</ref>

Em agosto de 2011, cientistas usando dados do [[Wide-field Infrared Survey Explorer]] (WISE) da [[NASA]] descobriram seis objetos que eles classificaram como anãs Y com temperaturas de até 298 K (25 °C).<ref name=Plait2011>{{citar periódico |último=Plait |primeiro=Phil |título=WISE finds coolest brown dwarfs ever seen! |periódico=Discover Magazine |data=24 de agosto de 2011 |url=http://blogs.discovermagazine.com/badastronomy/2011/08/24/wise-finds-coolest-brown-dwarfs-ever-seen/#.UnGKkHDkudE}}</ref><ref name=NASA2011>{{citar web |primeiro=Whitney |último=Clavin |título=WISE Finds Few Brown Dwarfs Close To Home |data=8 de junho de 2012 |jornal=NASA |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/news/wise20120608.html}}</ref>

[[Imagem:WISE2010-040-rotate180.jpg|thumb|right|[[WISEPC J045853.90+643451.9|WISE 0458+6434]] é a primeira anã marrom ultrafria (ponto verde) descoberta pelo [[Wide-field Infrared Survey Explorer|WISE]]. O verde e o azul vêm de [[comprimentos de onda]] [[infravermelho]]s mapeados para cores visíveis]]

Dados do WISE revelaram centenas de novas anãs marrons. Destes, 14 são classificados como classe Y.<ref name="DwarfArchives"/> Uma das anãs Y, chamada [[WISE 1828+2650]], era, em agosto de 2011, a detentora do recorde de anã marrom mais fria, não emitindo nenhuma luz visível, esse tipo de objeto se assemelha mais a [[planetas órfãos]] do que a [[estrela]]s. WISE 1828+2650 foi inicialmente estimado para ter uma temperatura atmosférica mais baixa que 300 K (27 °C).<ref>{{citar jornal |último=Morse |primeiro=Jon |título=Discovered: Stars as Cool as the Human Body |url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/ |acessodata=24 de agosto de 2011 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20111007124027/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/ |arquivodata=7 de outubro de 2011 |urlmorta=sim }}</ref> Desde então, sua temperatura foi revisada e estimativas mais recentes a colocam na faixa de 250 a 400 K (-23 a 127 °C).<ref name="Beichman2013">{{citar periódico |último1=Beichman |primeiro1=Charles A. |último2=Gelino |primeiro2=Christopher R. |último3=Kirkpatrick |primeiro3=J. Davy |último4=Barman |primeiro4=Travis S. |último5=Marsh |primeiro5=Kenneth A. |último6=Cushing |primeiro6=Michael C. |último7=Wright |primeiro7=Edward L. |título=The Coldest Brown Dwarf (or Free-floating Planet)?: The Y Dwarf WISE 1828+2650 |data=2013 |periódico=[[The Astrophysical Journal]] |volume=764 |número=1 |páginas=101 |arxiv=1301.1669 |doi=10.1088/0004-637X/764/1/101 |bibcode=2013ApJ...764..101B|s2cid=118575478 }}</ref>

Em abril de 2014, o WISE 0855-0714 foi anunciado com um perfil de temperatura estimado em torno de 225 a 260 K (−48 a −13 °C) e uma massa de {{Massa de Júpiter|3 a 10}}.<ref name="NASA20140425">{{citar web |url=http://www.nasa.gov/jpl/wise/spitzer-coldest-brown-dwarf-20140425/ |título=NASA's Spitzer and WISE Telescopes Find Close, Cold Neighbor of Sun |website=[[NASA]].gov |primeiro1=Whitney |último1=Clavin |primeiro2=J. D. <!-- NASA's mouthpiece, impossible to find full name! e-mail: j.d.harrington@nasa.gov Phone: 202-358-5241 -->|último2=Harrington |data=25 de abril de 2014 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20140426004939/http://www.nasa.gov/jpl/wise/spitzer-coldest-brown-dwarf-20140425 |arquivodata=26 de abril de 2014 |urlmorta=não }}</ref> Também era incomum que sua [[paralaxe]] observada significasse uma distância próxima a {{nowrap|7.2 ± 0.7}} [[anos-luz]] do [[Sistema Solar]].

O catálogo CatWISE combina a pesquisa WISE e [[Wide-field Infrared Survey Explorer#NEOWISE (pré-hibernação)|NEOWISE]] da NASA.<ref>{{citar periódico |último1=Eisenhardt |primeiro1=Peter R. M. |último2=Marocco |primeiro2=Federico |último3=Fowler |primeiro3=John W. |último4=Meisner |primeiro4=Aaron M. |último5=Kirkpatrick |primeiro5=J. Davy |último6=Garcia |primeiro6=Nelson |último7=Jarrett |primeiro7=Thomas H. |último8=Koontz |primeiro8=Renata |último9=Marchese |primeiro9=Elijah J. |último10=Stanford |primeiro10=S. Adam |último11=Caselden |primeiro11=Dan |título=The CatWISE Preliminary Catalog: Motions from WISE and NEOWISE Data |periódico=The Astrophysical Journal Supplement Series |ano=2020 |língua=en |volume=247 |número=2 |página=69 |doi=10.3847/1538-4365/ab7f2a |arxiv=1908.08902 |bibcode=2020ApJS..247...69E |s2cid=201645245 }}</ref> Ele expande o número de fontes fracas e, portanto, é usado para encontrar as anãs marrons mais fracas, incluindo as anãs Y. Dezessete candidatos a anãs Y foram descobertas pelos pesquisadores do CatWISE. A cor inicial com o [[Telescópio Espacial Spitzer]] indicou que CW1446 é uma das anãs Y mais vermelhas e frias.<ref>{{citar periódico |último1=Meisner |primeiro1=Aaron M. |último2=Caselden |primeiro2=Dan |último3=Kirkpatrick |primeiro3=J. Davy |último4=Marocco |primeiro4=Federico |último5=Gelino |primeiro5=Christopher R. |último6=Cushing |primeiro6=Michael C. |último7=Eisenhardt |primeiro7=Peter R. M. |último8=Wright |primeiro8=Edward L. |último9=Faherty |primeiro9=Jacqueline K. |último10=Koontz |primeiro10=Renata |último11=Marchese |primeiro11=Elijah J. |título=Expanding the Y Dwarf Census with Spitzer Follow-up of the Coldest CatWISE Solar Neighborhood Discoveries |periódico=The Astrophysical Journal |volume=889 |número=2 |páginas=74 |arxiv=1911.12372 |doi=10.3847/1538-4357/ab6215 |ano=2020 |bibcode=2020ApJ...889...74M |s2cid=208513044 }}</ref> Dados adicionais do Spitzer mostraram que CW1446 é a quinta anã marrom mais vermelha com uma temperatura de cerca de 310 a 360 K (37–87 °C) a uma distância de cerca de 10 [[parsec]].<ref name=":2">{{citar periódico |último1=Marocco |primeiro1=Federico |último2=Kirkpatrick |primeiro2=J. Davy |último3=Meisner |primeiro3=Aaron M. |último4=Caselden |primeiro4=Dan |último5=Eisenhardt |primeiro5=Peter R. M. |último6=Cushing |primeiro6=Michael C. |último7=Faherty |primeiro7=Jacqueline K. |último8=Gelino |primeiro8=Christopher R. |último9=Wright |primeiro9=Edward L. |título=Improved infrared photometry and a preliminary parallax measurement for the extremely cold brown dwarf CWISEP J144606.62-231717.8 |periódico=The Astrophysical Journal |arxiv=1912.07692 |língua=en |volume=888 |número=2 |páginas=L19 |bibcode=2020ApJ...888L..19M |doi=10.3847/2041-8213/ab6201 |ano=2020 |s2cid=209386563 }}</ref>

Uma pesquisa no catálogo CatWISE em 2019 revelou CWISEP J1935-1546, uma das anãs marrons mais frias com uma temperatura estimada de 270 a 360 K (-3 a 87 °C).<ref name="Marocco_etal_2019">{{citar periódico |último1=Marocco |primeiro1=Federico |primeiro2=Dan |último2=Caselden |primeiro3=Aaron M. |último3=Meisner |primeiro4=J. Davy |último4=Kirkpatrick |primeiro5=Edward L. |último5=Wright |primeiro6=Jacqueline K. |último6=Faherty |primeiro7=Christopher R. |último7=Gelino |primeiro8=Peter R. M. |último8=Eisenhardt |primeiro9=John W. |último9=Fowler |primeiro10=Michael C. |último10=Cushing |primeiro11=Roc M. |último11=Cutri |primeiro12=Nelson |último12=Garcia |primeiro13=Thomas H. |último13=Jarrett |primeiro14=Renata |último14=Koontz |primeiro15=Amanda |último15=Mainzer |primeiro16=Elijah J. |último16=Marchese |primeiro17=Bahram |último17=Mobasher |primeiro18=David J. |último18=Schlegel |primeiro19=Daniel |último19=Stern |primeiro20=Harry I. |último20=Teplitz |título=CWISEP J193518.59 − 154620.3: An Extremely Cold Brown Dwarf in the Solar Neighborhood Discovered with CatWISE |periódico=The Astrophysical Journal |volume=881 |número=1 |páginas=17 |data=2019 |arxiv=1906.08913 |doi=10.3847/1538-4357/ab2bf0 |bibcode=2019ApJ...881...17M |s2cid=195316522 }}</ref>

Em janeiro de 2020, a descoberta do [[WISE J0830+2837]], inicialmente descoberta por [[Ciência cidadã|cientistas cidadãos]] do projeto [[Backyard Worlds]], foi apresentada no 235.º encontro da [[American Astronomical Society]]. Esta anã Y está a 36.5 anos-luz de distância do Sistema Solar e tem uma temperatura de cerca de 350 K (77 °C).<ref>{{citar periódico |último1=Bardalez Gagliuffi |primeiro1=Daniella C. |último2=Faherty |primeiro2=Jacqueline K. |autor3=Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Collaboration |último4=Schneider |primeiro4=Adam C.|último5=Meisner |primeiro5=Aaron M. |último6=Caselden |primeiro6=Dan |último7=Colin |primeiro7=Guillaume |último8=Goodman |primeiro8=Sam |último9=Kirkpatrick |primeiro9=J. Davy |último10=Kuchner |primeiro10=Marc J. |último11=Gagne |primeiro11=Jonathan |último12=Logsdon |primeiro12=Sarah E. |último13=Burgasser |primeiro13=Adam J. |último14=Allers |primeiro14=Katelyn N. |último15=Debes |primeiro15=John H. |último16=Wisniewski |primeiro16=John |data=janeiro de 2020 |título=WISE J0830+2837: the first Y dwarf from Backyard Worlds: Planet 9 |periódico=AAS |língua=en |volume=52 |páginas=132.06 |bibcode=2020AAS...23513206B }}</ref>

==== Função da mistura vertical ====
[[Imagem:Reaction methan to CO in brown dwarfs.png|thumb|225x225px|Principais vias químicas que ligam [[monóxido de carbono]] e [[metano]]. Os radicais de vida curta são marcados com um ponto. Adotado de Zahnle & Marley<ref name=":9">{{citar periódico |último1=Zahnle |primeiro1=Kevin J. |último2=Marley |primeiro2=Mark S. |data=2014-12-01 |título=Methane, Carbon Monoxide, and Ammonia in Brown Dwarfs and Self-Luminous Giant Planets |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...797...41Z |periódico=The Astrophysical Journal |volume=797 |número=1 |páginas=41 |doi=10.1088/0004-637X/797/1/41 |arxiv=1408.6283 |bibcode=2014ApJ...797...41Z |s2cid=118509317 |issn=0004-637X}}</ref>]]
Na [[atmosfera]] dominada por [[hidrogênio]] das anãs marrons, existe um [[equilíbrio químico]] entre o [[monóxido de carbono]] e o [[metano]]. O monóxido de carbono reage com moléculas de hidrogênio e forma metano e [[Radical hidroxila|hidroxila]] nesta reação. O radical hidroxila pode posteriormente reagir com o hidrogênio e formar moléculas de água. Na outra direção da reação, o metano reage com o hidroxila e forma monóxido de carbono e hidrogênio. A reação química é inclinada para o monóxido de carbono em temperaturas mais altas (anãs-L) e pressão mais baixa. Em temperaturas mais baixas (anãs-T) e pressão mais alta, a reação é inclinada para o metano e o metano predomina no limite T/Y. A mistura vertical da atmosfera pode, no entanto, fazer com que o metano afunde nas camadas inferiores da atmosfera e o monóxido de carbono suba dessas camadas inferiores e mais quentes. O monóxido de carbono é lento para reagir de volta ao metano por causa de uma barreira de energia que impede a quebra das [[Ligação carbono-oxigênio|ligações C-O]]. Isso força a atmosfera observável de uma anã marrom a estar em um desequilíbrio químico. A transição L/T é definida principalmente com a transição de uma atmosfera dominada por monóxido de carbono nas anãs L para uma atmosfera dominada por metano nas anãs T. A quantidade de mistura vertical pode, portanto, empurrar a transição L/T para temperaturas mais baixas ou mais altas. Isso se torna importante para objetos com gravidade superficial modesta e atmosferas extensas, como [[exoplaneta]]s gigantes. Isso empurra a transição L/T para temperaturas mais baixas para exoplanetas gigantes. Para anãs marrons, essa transição ocorre por volta de 1200 [[Kelvin|K]]. O exoplaneta [[HR 8799 c]], por outro lado, não apresenta metano, embora tenha uma temperatura de 1100K.<ref name=":9" />

A transição entre as anãs T/Y é geralmente definida em torno de 500 K devido à falta de observações espectrais desses objetos frios e fracos.<ref name=":10">{{citar periódico |último1=Bardalez Gagliuffi |primeiro1=Daniella C. |último2=Faherty |primeiro2=Jacqueline K. |último3=Schneider |primeiro3=Adam C. |último4=Meisner |primeiro4=Aaron |último5=Caselden |primeiro5=Dan |último6=Colin |primeiro6=Guillaume |último7=Goodman |primeiro7=Sam |último8=Kirkpatrick |primeiro8=J. Davy |último9=Kuchner |primeiro9=Marc |último10=Gagné |primeiro10=Jonathan |último11=Logsdon |primeiro11=Sarah E. |último12=Burgasser |primeiro12=Adam J. |último13=Allers |primeiro13=Katelyn |último14=Debes |primeiro14=John |último15=Wisniewski |primeiro15=John |data=2020-06-01 |título=WISEA J083011.95+283716.0: A Missing Link Planetary-mass Object |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020ApJ...895..145B |periódico=The Astrophysical Journal |volume=895 |número=2 |páginas=145 |doi=10.3847/1538-4357/ab8d25 |arxiv=2004.12829 |bibcode=2020ApJ...895..145B |s2cid=216553879 |issn=0004-637X}}</ref> Observações futuras com [[Telescópio Espacial James Webb]] e [[Extremely Large Telescope]] podem melhorar a amostra de anãs Y com espectros observados. As anãs Y são dominadas por características espectrais profundas de metano, vapor de água e possivelmente características de absorção de [[amônia]] e [[gelo de água]].<ref name=":10" /> Mistura vertical, nuvens, [[metalicidade]], [[fotoquímica]], [[Raio (meteorologia)|raios]], choques de impacto e [[catalisador]]es metálicos podem influenciar a temperatura na qual ocorre a transição L/T e T/Y.<ref name=":9" />

==== Recursos secundários ====
{| class="wikitable floatright" style="width: 26em"
|+ Tipos espectrais de anãs marrons
|-
! colspan="2" | Recursos secundários
|-
|pec
|Este sufixo (por exemplo, L2pec) significa "peculiar".<ref>{{citar web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-display?data=sptypes|título=Spectral type codes|website=simbad.u-strasbg.fr|acessodata=2020-03-06}}</ref>
|-
|sd
|Este prefixo (por exemplo, sdL0) significa [[Estrela subanã|subanã]] e indica uma baixa [[metalicidade]] e cor azul.<ref name=":5">{{citar periódico |último1=Burningham |primeiro1=Ben |último2=Smith |primeiro2=Leigh |último3=Cardoso |primeiro3=Cátia V. |último4=Lucas |primeiro4=Philip W. |último5=Burgasser |primeiro5=Adam J. |último6=Jones |primeiro6=Hugh R. A. |último7=Smart |primeiro7=Richard L. |data=maio de 2014 |título=The discovery of a T6.5 subdwarf |periódico=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |língua=en |volume=440 |número=1 |páginas=359–364 |doi=10.1093/mnras/stu184 |arxiv=1401.5982 |bibcode=2014MNRAS.440..359B |s2cid=119283917 |issn=0035-8711 }}</ref>
|-
|β
|Objetos com o sufixo beta (β) (por exemplo, L4β) têm uma gravidade superficial intermediária.<ref name=":6">{{citar periódico |último1=Cruz |primeiro1=Kelle L. |último2=Kirkpatrick |primeiro2=J. Davy |último3=Burgasser |primeiro3=Adam J. |data=fevereiro de 2009 |título=Young L Dwarfs Identified in the Field: A Preliminary Low-Gravity, Optical Spectral Sequence from L0 to L5 |periódico=The Astronomical Journal |língua=en |volume=137 |número=2 |páginas=3345–3357 |doi=10.1088/0004-6256/137/2/3345 |arxiv=0812.0364 |bibcode=2009AJ....137.3345C |s2cid=15376964 |issn=0004-6256 }}</ref>
|-
|γ
|Objetos com o sufixo gama (γ) (por exemplo, L5γ) têm uma gravidade de superfície baixa.<ref name=":6"/>
|-
|red
|O sufixo vermelho (por exemplo, L0red) indica objetos sem sinais de juventude, mas com alto teor de poeira.<ref name=":7">{{citar periódico |último1=Looper |primeiro1=Dagny L. |último2=Kirkpatrick |primeiro2=J. Davy |último3=Cutri |primeiro3=Roc M. |último4=Barman |primeiro4=Travis |último5=Burgasser |primeiro5=Adam J. |último6=Cushing |primeiro6=Michael C. |último7=Roellig |primeiro7=Thomas |último8=McGovern |primeiro8=Mark R. |último9=McLean |primeiro9=Ian S. |último10=Rice |primeiro10=Emily |último11=Swift |primeiro11=Brandon J. |data=outubro de 2008 |título=Discovery of Two Nearby Peculiar L Dwarfs from the 2MASS Proper-Motion Survey: Young or Metal-Rich? |periódico=Astrophysical Journal |língua=en |volume=686 |número=1 |páginas=528–541 |doi=10.1086/591025 |arxiv=0806.1059 |bibcode=2008ApJ...686..528L |s2cid=18381182 |issn=0004-637X }}</ref>
|-
|blue
|O sufixo azul (por exemplo, L3blue) indica cores incomuns do [[infravermelho-próximo]] azul para anãs L sem baixa metalicidade óbvia.<ref name=":8">{{citar periódico |último1=Kirkpatrick |primeiro1=J. Davy|último2=Looper |primeiro2=Dagny L. |último3=Burgasser |primeiro3=Adam J. |último4=Schurr |primeiro4=Steven D. |último5=Cutri |primeiro5=Roc M. |último6=Cushing |primeiro6=Michael C. |último7=Cruz |primeiro7=Kelle L. |último8=Sweet |primeiro8=Anne C. |último9=Knapp |primeiro9=Gillian R. |último10=Barman |primeiro10=Travis S. |último11=Bochanski |primeiro11=John J. |data=setembro de 2010 |título=Discoveries from a Near-infrared Proper Motion Survey Using Multi-epoch Two Micron All-Sky Survey Data |periódico=Astrophysical Journal Supplement Series |língua=en |volume=190 |número=1 |páginas=100–146 |doi=10.1088/0067-0049/190/1/100 |arxiv=1008.3591 |bibcode=2010ApJS..190..100K |s2cid=118435904 |issn=0067-0049 }}</ref>
|}

Anãs marrons jovens têm [[Gravidade de superfície|gravidades de superfície]] baixas porque têm raios maiores e massas menores em comparação com as [[estrela]]s de campo de tipo espectral semelhante. Essas fontes são marcadas por uma letra beta (β) para gravidade superficial intermediária e gama (γ) para gravidade superficial baixa. A indicação de baixa gravidade superficial são as linhas fracas de [[Hidreto de cálcio|CaH]], [[Potássio|K]] I e [[Sódio|Na]] I, bem como a forte linha de VO.<ref name=":6"/> Alfa (α) significa gravidade de superfície normal e geralmente é descartado. Às vezes, uma gravidade superficial extremamente baixa é denotada por um delta (δ).<ref name=":8"/> O sufixo "pec" significa peculiar. O sufixo peculiar ainda é usado para outras feições incomuns e resume diferentes propriedades, indicativas de baixa gravidade superficial, [[Estrela subanã|subanãs]] e binárias não resolvidas.<ref name="Faherty 10">{{citar periódico |último1=Faherty |primeiro1=Jacqueline K. |último2=Riedel |primeiro2=Adric R. |último3=Cruz |primeiro3=Kelle L. |último4=Gagne |primeiro4=Jonathan |último5=Filippazzo |primeiro5=Joseph C. |último6=Lambrides |primeiro6=Erini |último7=Fica |primeiro7=Haley |último8=Weinberger |primeiro8=Alycia |último9=Thorstensen |primeiro9=John R. |último10=Tinney |primeiro10=Chris G. |último11=Baldassare |primeiro11=Vivienne |data=julho de 2016 |título=Population Properties of Brown Dwarf Analogs to Exoplanets |periódico=Astrophysical Journal Supplement Series |língua=en |volume=225 |número=1 |páginas=10 |doi=10.3847/0067-0049/225/1/10 |arxiv=1605.07927 |bibcode=2016ApJS..225...10F |s2cid=118446190 |issn=0067-0049 }}</ref> O prefixo sd significa subanã e inclui apenas subanãs legais. Este prefixo indica uma baixa [[metalicidade]] e propriedades cinemáticas que são mais semelhantes às estrelas do [[Halo galáctico|halo]] do que às estrelas de [[Disco fino|disco]].<ref name=":5"/> Subanãs parecem mais azuis do que objetos de disco.<ref>{{citar web |url=http://www.stsci.edu/~inr/cmd.html |título=Colour-magnitude data |primeiro=Neill |último=Reid <!-- |data=15/07/02 (a menos que um erro de digitação, data de ca. 2004, caso contrário, 2002) --> |website=www.stsci.edu |acessodata=2020-03-06 }}</ref> O sufixo vermelho descreve objetos com cor vermelha, mas de idade mais avançada. Isso não é interpretado como baixa gravidade superficial, mas como alto teor de poeira.<ref name=":7"/><ref name=":8"/> O sufixo azul descreve objetos com cores azuis do [[infravermelho-próximo]] que não podem ser explicadas com baixa metalicidade. Alguns são explicados como binários L+T, outros não são binários, como [[2MASS J11263991−5003550]] e são explicados com nuvens finas e/ou de granulação grande.<ref name=":8"/>

=== Propriedades espectrais e atmosféricas de anãs marrons ===
[[Imagem:Anatomy of Brown Dwarf's Atmosphere.jpg|thumb|Concepção artística da estrutura interior de uma anã marrom. Camadas de nuvens em certas profundidades são deslocadas como resultado da mudança de camada.]]
A maioria do fluxo emitido pelas anãs L e T está na faixa do [[infravermelho-próximo]] de 1 a 2.5 micrômetros. Temperaturas baixas e decrescentes através da sequência anã tardia M, L e T resultam em um rico espectro de infravermelho-próximo contendo uma ampla variedade de características, desde linhas relativamente estreitas de espécies atômicas neutras até amplas bandas moleculares, todas as quais têm diferentes dependências de temperatura, gravidade e [[metalicidade]]. Além disso, essas condições de baixa temperatura favorecem a condensação fora do estado gasoso e a formação de grãos.

[[Imagem:PIA23684-BrownDwarfStar-Wind-SpitzerST-ArtistConcept-20200409.jpg|thumb|left|150px|Vento medido ([[Telescópio espacial Spitzer]]; Concepção artística; 9 de abril de 2020)<ref name="EA-20200409">{{citar jornal |autor=[[National Radio Astronomy Observatory]] |título=Astronomers measure wind speed on a brown dwarf – Atmosphere, interior rotating at different speeds |url=https://www.eurekalert.org/pub_releases/2020-04/nrao-amw040620.php |data=9 de abril de 2020 |publicado=[[EurekAlert!]] |acessodata=10 de abril de 2020 }}</ref>]]

Atmosferas típicas de anãs marrons conhecidas variam em temperatura de 2.200 a 750 [[Kelvin|K]].<ref name=burrows/> Em comparação com as [[estrela]]s, que se aquecem com fusão interna constante, as anãs marrons esfriam rapidamente com o tempo; anãs mais massivas esfriam mais lentamente do que as menos massivas. Há alguma evidência de que o resfriamento das anãs marrons diminui na transição entre as classes espectrais L e T (cerca de 1.000 K).<ref>{{citar periódico|doi=10.3847/1538-3881/ac66d2|título=Precise Dynamical Masses of ε Indi Ba and Bb: Evidence of Slowed Cooling at the L/T Transition |ano=2022 |último1=Chen |primeiro1=Minghan |último2=Li |primeiro2=Yiting |último3=Brandt |primeiro3=Timothy D. |último4=Dupuy |primeiro4=Trent J. |último5=Cardoso |primeiro5=Cátia V. |último6=McCaughrean |primeiro6=Mark J. |periódico=The Astronomical Journal |volume=163 |número=6 |página=288 |arxiv=2205.08077 |bibcode=2022AJ....163..288C |s2cid=248834536 }}</ref>

Observações de candidatas conhecidas a anãs marrons revelaram um padrão de brilho e escurecimento das emissões infravermelhas que sugere padrões de nuvens relativamente frias e opacas que obscurecem um interior quente agitado por ventos extremos. Acredita-se que o clima nesses corpos seja extremamente forte, comparável, mas muito superior, às famosas tempestades de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]].

Em 8 de janeiro de 2013, astrônomos usando os telescópios espaciais [[Telescópio espacial Hubble|Hubble]] e [[Telescópio espacial Spitzer|Spitzer]] da [[NASA]] sondaram a atmosfera tempestuosa de uma anã marrom chamada [[2MASS J22282889–4310262]], criando o "mapa meteorológico" mais detalhado de uma anã marrom até agora. Mostra nuvens do tamanho de [[planeta]]s impulsionadas pelo vento. A nova pesquisa é um trampolim para uma melhor compreensão não apenas das anãs marrons, mas também das atmosferas dos planetas além do [[Sistema Solar]].<ref>{{citar web |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/star/brown-dwarf/2013/02/ |título=NASA Space Telescopes See Weather Patterns in Brown Dwarf |website=Hubblesite |publicado=NASA |acessodata=8 de janeiro de 2013 |arquivodata=2 de abril de 2014 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20140402162957/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/star/brown-dwarf/2013/02/ |urlmorta=sim }}</ref>

Em abril de 2020, cientistas relataram velocidades de vento de +650 ± 310 metros por segundo (até 2.333 km/h) na anã marrom próxima [[2MASS J10475385+2124234]]. Para calcular as medições, os cientistas compararam o movimento rotacional das características atmosféricas, conforme determinado pelas mudanças de brilho, contra a rotação eletromagnética gerada pelo interior da anã marrom. Os resultados confirmaram as previsões anteriores de que as anãs marrons teriam ventos fortes. Os cientistas esperam que esse método de comparação possa ser usado para explorar a dinâmica atmosférica de outras anãs marrons e [[exoplaneta]]s.<ref>{{citar web|url=https://www.cnn.com/2020/04/09/world/brown-dwarf-wind-speed-scn/index.html|título=Astronomers Clock High Winds on Object Outside Our Solar System|website=CNN.com|data=9 de abril de 2020 |publicado=CNN|acessodata=11 de abril de 2020}}</ref>

=== Técnicas de observação ===
[[Imagem:BrownDwarfs Comparison 01.png|thumb|Anãs marrons [[Teide 1]], [[Gliese 229]] Ab e [[WISE 1828+2650]] em comparação com a [[anã vermelha]] Gliese 229 Ac, [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] e nosso [[Sol]]]]
[[Coronógrafo]]s foram usados recentemente para detectar objetos fracos orbitando [[estrela]]s visíveis brilhantes, incluindo [[Gliese 229]] Ab.

Telescópios sensíveis equipados com dispositivos de carga acoplada (CCDs) têm sido usados para pesquisar [[aglomerados de estrelas]] distantes em busca de objetos fracos, incluindo o [[Teide 1]].

Pesquisas de campo profundo identificaram objetos fracos individuais, como [[Kelu-1]] (30 [[anos-luz]] de distância).

As anãs marrons são frequentemente descobertas em pesquisas para descobrir [[exoplaneta]]s. Os [[métodos de detecção de exoplanetas]] também funcionam para anãs marrons, embora as anãs marrons sejam muito mais fáceis de detectar.

Anãs marrons podem ser poderosos emissores de emissão de rádio devido a seus fortes [[campos magnéticos]]. Programas de observação no [[Observatório de Arecibo]] e no [[Very Large Array]] detectaram mais de uma dúzia desses objetos, também chamados de [[Anã ultrafria|anãs ultrafrias]] porque compartilham propriedades magnéticas comuns com outros objetos dessa classe.<ref name="ReferenceA">{{citar periódico |último1=Route |primeiro1=Matthew |último2=Wolszczan |primeiro2=Alexander |título=The Second Arecibo Search for 5 GHz Radio Flares from Ultracool Dwarfs |periódico=The Astrophysical Journal |data=20 de outubro de 2016 |volume=830 |número=2 |página=85 |doi=10.3847/0004-637X/830/2/85 |arxiv=1608.02480 |bibcode=2016ApJ...830...85R |s2cid=119279978 }}</ref> A detecção de emissão de rádio de anãs marrons permite que suas intensidades de campo magnético sejam medidas diretamente.

=== Conquistas ===
* 1995: Primeira anã marrom verificada. [[Teide 1]], um objeto M8 no [[Aglomerado estelar|aglomerado]] das [[Plêiades]], é identificado com um CCD no [[Observatório do Roque de los Muchachos]] do [[Instituto de Astrofísica das Canárias]].
* Primeira anã marrom de [[metano]] verificada. Gliese 229 Ab é descoberto orbitando a anã vermelha [[Gliese 229]] (20 [[anos-luz]] de distância) usando um [[coronógrafo]] de [[óptica adaptativa]] para aprimorar imagens do telescópio refletor de 60 polegadas (1.5 m) no [[Observatório Palomar]] na [[Montanha Palomar]], no sul da [[Califórnia]], [[Estados Unidos]]; a espectroscopia infravermelha de acompanhamento feita com seu [[telescópio Hale]] de 200 polegadas (5.1 m) mostra uma abundância de metano.
* 1998: Primeira anã marrom emissora de [[raios-X]] encontrada. Cha Halpha 1, um objeto M8 na nuvem escura [[Complexo de Camaleão|Camaleão I]], é considerado uma fonte de raios-X, semelhante a estrelas convectivas de tipo tardio.
* 15 de dezembro de 1999: primeira erupção de raios-X detectada de uma anã marrom. Uma equipe da [[Universidade da Califórnia]] monitorando o [[LP 944-20]] ({{Massa de Júpiter|60|link=y}}, 16 anos-luz de distância) por meio do [[Observatório de raios-X Chandra]], detecta uma erupção de 2 horas.<ref>{{citar periódico |último1=Rutledge |primeiro1=Robert E. |último2=Basri |primeiro2=Gibor |último3=Martín |primeiro3=Eduardo L. |último4=Bildsten |primeiro4=Lars |título=Chandra Detection of an X-Ray Flare from the Brown Dwarf LP 944-20 |periódico=The Astrophysical Journal |data=1 de agosto de 2000 |volume=538 |número=2 |páginas=L141–L144 |arxiv=astro-ph/0005559 |bibcode=2000ApJ...538L.141R |doi=10.1086/312817 |s2cid=17800872 }}</ref>
* 27 de julho de 2000: primeira emissão de rádio (em erupção e quiescência) detectada de uma anã marrom. Uma equipe de estudantes do [[Very Large Array]] detectou uma emissão do LP 944-20.<ref name="Berger2001">{{citar periódico |último1=Berger |primeiro1=Edo |último2=Ball |primeiro2=Steven |último3=Becker |primeiro3=Kate M. |último4=Clarke |primeiro4=Melanie |último5=Frail |primeiro5=Dale A. |último6=Fukuda |primeiro6=Therese A. |último7=Hoffman |primeiro7=Ian M. |último8=Mellon |primeiro8=Richard |último9=Momjian |primeiro9=Emmanuel |último10=Murphy |primeiro10=Nathanial W. |último11=Teng |primeiro11=Stacey H. |último12=Woodruff |primeiro12=Timothy |último13=Zauderer |primeiro13=B. Ashley |último14=Zavala |primeiro14=Robert T. <!-- see https://public.nrao.edu/news/first-radio-emission-seen-from-a-brown-dwarf/ for the names -->|título=Discovery of radio emission from the brown dwarf LP944-20 |periódico=Nature |data=2001-03-15 |volume=410 |número=6826 |páginas=338–340 |arxiv=astro-ph/0102301 |bibcode=2001Natur.410..338B |doi=10.1038/35066514 |pmid=11268202 |s2cid=4411256 |url=http://cds.cern.ch/record/487607|arquivourl=https://web.archive.org/web/20210427121818/http://cds.cern.ch/record/487607 |urlmorta=sim |arquivodata=2021-04-27 |tipo=Submitted manuscript }}</ref>
* 30 de abril de 2004: Primeira detecção de um [[exoplaneta]] candidato em torno de uma anã marrom: [[2M1207b]] descoberto com o [[Very Large Telescope]] (VLT) e o primeiro exoplaneta diretamente fotografado.<ref>{{citar comunicado de imprensa|primeiro1=Gael |último1=Chauvin |primeiro2=Ben |último2=Zuckerman |primeiro3=Anne-Marie |último3=Lagrange |url=https://www.eso.org/public/news/eso0515/ |título=Yes, it is the Image of an Exoplanet: Astronomers Confirm the First Image of a Planet Outside of Our Solar System |publicado=European Southern Observatory |língua=en |acessodata=2020-02-09 }}</ref>
* 20 de março de 2013: Descoberta do sistema anã marrom mais próximo: [[Luhman 16]].<ref>{{citar periódico |último=Luhman |primeiro=Kevin L. |data=abril de 2013 |título=Discovery of a Binary Brown Dwarf at 2 pc from the Sun |periódico=Astrophysical Journal Letters |língua=en |volume=767 |número=1 |páginas=L1 |doi=10.1088/2041-8205/767/1/L1 |arxiv=1303.2401 |bibcode=2013ApJ...767L...1L |s2cid=8419422 |issn=0004-637X }}</ref>
* 25 de abril de 2014: Descoberta a anã marrom mais fria conhecida. [[WISE 0855−0714]] está a 7.2 anos-luz de distância (sétimo sistema mais próximo do [[Sol]]) e tem uma temperatura entre −48 e −13 [[°C]].<ref name="NASA20140425"/>

=== Anã marrom como fonte de raios-X ===
[[Imagem:Lp94420 duo m.jpg|thumb|300px|imagem do [[Observatório de raios-X Chandra|Chandra]] de [[LP 944-20]] antes da erupção e durante a erupção]]
Erupções de [[raios-X]] detectadas em anãs marrons desde 1999 sugerem mudanças nos [[campos magnéticos]] dentro delas, semelhantes aos das [[estrela]]s de massa muito baixa.

Sem uma forte fonte central de [[energia nuclear]], o interior de uma anã marrom está em ebulição rápida ou estado convectivo. Quando combinada com a rápida rotação que a maioria das anãs marrons exibe, a [[convecção]] cria condições para o desenvolvimento de um forte campo magnético emaranhado perto da superfície. A erupção observada por [[Observatório de raios-X Chandra|Chandra]] de [[LP 944-20]] pode ter sua origem no turbulento material magnetizado quente abaixo da superfície da anã marrom. Uma erupção subsuperficial poderia conduzir calor para a atmosfera, permitindo que correntes elétricas fluíssem e produzissem uma erupção de raios-X, como um [[Raio (meteorologia)|raio]]. A ausência de raios-X do LP 944-20 durante o período sem queima também é um resultado significativo. Ele define o limite observacional mais baixo para a potência estável de raios-X produzida por uma anã marrom e mostra que as coroas deixam de existir quando a temperatura da superfície de uma anã marrom esfria abaixo de cerca de 2.800 [[Kelvin|K]] e se torna eletricamente neutra.

Usando o Observatório de raios-X Chandra da [[NASA]], os cientistas detectaram raios-X de uma anã marrom de baixa massa em um sistema estelar múltiplo.<ref name=Williams>{{citar web |data=14 de abril de 2003 |título=X-rays from a Brown Dwarf's Corona |url=http://www.williams.edu/Astronomy/jay/chapter18_etu6.html |acessodata=19 de março de 2010 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20101230000830/http://www.williams.edu/Astronomy/jay/chapter18_etu6.html |arquivodata=30 de dezembro de 2010 |urlmorta=sim }}</ref> Esta é a primeira vez que uma anã marrom tão próxima de sua(s) estrela(s)-mãe (estrelas semelhantes ao [[Sol]] TWA 5A) foi resolvida em raios-X.<ref name=Williams/> "Nossos dados do Chandra mostram que os raios-X se originam do plasma coronal da anã marrom, que tem cerca de 3 milhões de graus Celsius", disse Yohko Tsuboi, da [[Universidade Chuo]], em [[Tóquio]], [[Japão]].<ref name=Williams/> "Esta anã marrom é tão brilhante quanto o Sol hoje em raios-X, enquanto é 50 vezes menos massiva que o Sol", disse Tsuboi.<ref name=Williams/> "Esta observação, portanto, levanta a possibilidade de que mesmo [[planeta]]s massivos possam emitir raios-X por si mesmos durante sua juventude!"<ref name=Williams/>

=== Anãs marrons como fontes de rádio ===
A primeira anã marrom descoberta a emitir sinais de rádio foi a [[LP 944-20]], que foi observada com base em sua emissão de [[raios-X]]. Aproximadamente 5 a 10% das anãs marrons parecem ter [[campos magnéticos]] fortes e emitem ondas de rádio, e pode haver até 40 anãs marrons magnéticas dentro de 81.5 [[anos-luz]] do [[Sol]] com base na modelagem de [[Método de Monte Carlo|Monte Carlo]] e sua densidade espacial média.<ref>{{citar periódico |último1=Route |primeiro1=Matthew |título=Radio-flaring Ultracool Dwarf Population Synthesis |periódico=The Astrophysical Journal |data=10 de agosto de 2017 |volume=845 |número=1 |página=66 |doi=10.3847/1538-4357/aa7ede |arxiv=1707.02212 |bibcode=2017ApJ...845...66R |s2cid=118895524 }}</ref> O poder das emissões de rádio das anãs marrons é aproximadamente constante, apesar das variações em suas temperaturas.<ref name="ReferenceA"/> As anãs marrons podem manter campos magnéticos de até 6 [[Gauss (unidade)|kG]] de força.<ref>{{citar periódico |último1=Kao |primeiro1=Melodie M. |primeiro2=Gregg |último2=Hallinan |primeiro3=J. Sebastian |último3=Pineda |primeiro4=David |último4=Stevenson |primeiro5=Adam J. |último5=Burgasser |título=The Strongest Magnetic Fields on the Coolest Brown Dwarfs |periódico=The Astrophysical Journal Supplement Series |data=31 de julho de 2018 |volume=237 |número=2 |página=25 |doi=10.3847/1538-4365/aac2d5 |arxiv=1808.02485 |bibcode=2018ApJS..237...25K |s2cid=118898602 }}</ref> Os astrônomos estimaram que as [[magnetosfera]]s das anãs marrons abrangem uma altitude de aproximadamente 10<sup>7</sup> m, dadas as propriedades de suas emissões de rádio.<ref>{{citar periódico |último1=Route |primeiro1=Matthew |título=Is WISEP J060738.65+242953.4 Really A Magnetically Active, Pole-on L Dwarf? |periódico=The Astrophysical Journal |data=10 de julho de 2017 |volume=843 |número=2 |página=115 |doi=10.3847/1538-4357/aa78ab |arxiv=1706.03010 |bibcode=2017ApJ...843..115R |s2cid=119056418 }}</ref> Não se sabe se as emissões de rádio das anãs marrons se assemelham mais às de [[planeta]]s ou [[estrela]]s. Algumas anãs marrons emitem pulsos de rádio regulares, que às vezes são interpretados como emissões de rádio transmitidas dos polos, mas também podem ser transmitidas de regiões ativas. A reversão regular e periódica da orientação das ondas de rádio pode indicar que os campos magnéticos das anãs marrons invertem periodicamente a polaridade. Essas reversões podem ser o resultado de um ciclo de atividade magnética da anã marrom, semelhante ao [[ciclo solar]].<ref>{{citar periódico |último1=Route |primeiro1=Matthew |título=The Discovery of Solar-like Activity Cycles Beyond the End of the Main Sequence? |periódico=The Astrophysical Journal Letters |data=20 de outubro de 2016 |volume=830 |número=2 |página=L27 |doi=10.3847/2041-8205/830/2/L27 |arxiv=1609.07761 |bibcode=2016ApJ...830L..27R |s2cid=119111063 }}</ref>

=== Desenvolvimentos recentes ===
[[Imagem:Brown dwarfs in the Sun’s neighborhood.jpg|thumb|Uma visualização representando um mapa tridimensional de anãs marrons (pontos vermelhos) que foram descobertas a 65 [[anos-luz]] do [[Sol]]<ref>{{citar jornal |último1=Meisner |primeiro1=Aaron |último2=Kocz |primeiro2=Amanda |título=Mapping Our Sun's Backyard |publicado=NOIRLab |url=https://noirlab.edu/public/news/noirlab2105/ |acessodata=1 de fevereiro de 2021}}</ref>]]
As estimativas das populações de anãs marrons na vizinhança solar sugerem que pode haver até 6 [[estrela]]s para cada anã marrom.<ref name="space2012">{{citar web |último=O'Neill |primeiro=Ian |data=12 de junho de 2012 |título=Brown Dwarfs, Runts of Stellar Litter, Rarer than Thought |url=http://www.space.com/16112-brown-dwarf-stars-sun-rare.html |acessodata=2012-12-28 |publicado=Space.com}}</ref> Uma estimativa mais recente de 2017 usando o jovem [[aglomerado estelar]] [[RCW 38]] concluiu que a [[Via Láctea]] contém entre 25 e 100 bilhões de anãs marrons.<ref>{{citar periódico |último1=Muzic |primeiro1=Koraljka |último2=Schoedel |primeiro2=Rainer |último3=Scholz |primeiro3=Alexander |último4=Geers |primeiro4=Vincent C. |último5=Jayawardhana |primeiro5=Ray |último6=Ascenso |primeiro6=Joana |último7=Cieza |primeiro7=Lucas A. |data=2017-07-02 |título=The low-mass content of the massive young star cluster RCW 38 |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=471 |número=3 |páginas=3699–3712 |arxiv=1707.00277 |bibcode=2017MNRAS.471.3699M |doi=10.1093/mnras/stx1906 |issn=0035-8711 |s2cid=54736762}}</ref> (Compare esses números com as estimativas do número de estrelas na Via Láctea; 100 a 400 bilhões.)

Em um estudo publicado em agosto de 2017, o [[Telescópio Espacial Spitzer]] da [[NASA]] monitorou variações de brilho [[infravermelho]] em anãs marrons causadas por nuvens de espessura variável. As observações revelaram ondas de grande escala se propagando nas [[atmosfera]]s de anãs marrons (semelhante à atmosfera de [[Netuno (planeta)|Netuno]] e outros [[planetas gigantes]] do [[Sistema Solar]]). Essas ondas atmosféricas modulam a espessura das nuvens e se propagam com diferentes velocidades (provavelmente devido à rotação diferencial).<ref>{{citar periódico |último1=Apai |primeiro1=Dániel |último2=Karalidi |primeiro2=T. |último3=Marley |primeiro3=Mark S. |último4=Yang |primeiro4=H. |último5=Flateau |primeiro5=D. |último6=Metchev |primeiro6=S. |último7=Cowan |primeiro7=N. B. |último8=Buenzli |primeiro8=E. |último9=Burgasser |primeiro9=Adam J. |último10=Radigan |primeiro10=J. |último11=Artigau |primeiro11=Étienne |último12=Lowrance |primeiro12=P. |ano=2017 |título=Zones, spots, and planetary-scale waves beating in brown dwarf atmospheres |periódico=Science |volume=357 |número=6352 |páginas=683–687 |bibcode=2017Sci...357..683A |doi=10.1126/science.aam9848 |pmid=28818943 |doi-access=free}}</ref>

Em agosto de 2020, os astrônomos descobriram 95 anãs marrons perto do [[Sol]] por meio do projeto ''Backyard Worlds: Planet 9''.<ref>{{citar web |último=Gohd |primeiro=Chelsea |data=19 de agosto de 2020 |título=Volunteers spot almost 100 cold brown dwarfs near our sun |url=https://www.space.com/citizen-scientists-discover-95-brown-dwarfs.html |website=Space.com}}</ref>

== Anãs marrons binárias ==
[[Imagem:Hubble Space Telescope - Brown Dwarf Binaries.gif|thumb|Imagens de várias épocas de anãs marrons binárias tiradas com o [[Telescópio Espacial Hubble]]. A binária [[Luhman 16]] AB (à esquerda) está mais próximo do [[Sistema Solar]] do que os outros exemplos mostrados aqui]]
=== Anãs marrons binárias de anãs marrons ===
As anãs marrons binárias de classe M, L e T são menos comuns com uma massa menor do primário.<ref>{{citar web |último=info@noirlab.edu |título=Are the Coolest Brown Dwarfs Loners? |url=https://www.noirlab.edu/public/announcements/geminiann16003/ |acessodata=2023-04-16 |website=www.noirlab.edu |língua=en}}</ref> As anãs L têm uma fração binária de cerca de {{Val|24|6|2}}% e a fração binária para as anãs tardias e Y iniciais (T5-Y0) é de cerca de 8±6%.<ref name=":11">{{citar periódico |último=Fontanive |primeiro=Clémence |último2=Biller |primeiro2=Beth |último3=Bonavita |primeiro3=Mariangela |último4=Allers |primeiro4=Katelyn |data=2018-09-01 |título=Constraining the multiplicity statistics of the coolest brown dwarfs: binary fraction continues to decrease with spectral type |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018MNRAS.479.2702F |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=479 |páginas=2702–2727 |doi=10.1093/mnras/sty1682 |issn=0035-8711}}</ref>

Os binários de anãs marrons têm uma proporção maior de companheiro para hospedeiro <math>q=M_B/M_A</math> para binários de menor massa. Binários com uma estrela de classe M como primária têm, por exemplo, uma ampla distribuição de <math>q</math> com uma preferência de q≥0.4. As anãs marrons, por outro lado, mostram uma forte preferência por q≥0.7. A separação está diminuindo com a massa: estrelas de classe M têm um pico de separação em 3-30 [[unidades astronômicas]] (UA), anãs marrons de classe M-L têm um pico de separação projetado em 5 a 8 UA e objetos T5-Y0 têm uma separação projetada que segue uma [[distribuição log-normal]] com uma separação de pico de cerca de 2.9 UA.<ref name=":11" />

Um exemplo é a anã marrom mais próxima binária [[Luhman 16]] AB com uma anã primária L7.5 e uma separação de 3.5 UA e q=0.85. A separação está na extremidade inferior da separação esperada para anãs marrons de classe M-L, mas a proporção de massa é típica.

Não se sabe se a mesma tendência continua com as anãs Y, porque seu tamanho de amostra é muito pequeno. As binárias das anãs Y+Y devem ter uma alta razão de massa <math>q</math> e uma baixa separação, atingindo escalas menores que uma UA.<ref>{{citar periódico |último=Opitz |primeiro=Daniela |último2=Tinney |primeiro2=C. G. |último3=Faherty |primeiro3=Jacqueline |último4=Sweet |primeiro4=Sarah |último5=Gelino |primeiro5=Christopher R. |último6=Kirkpatrick |primeiro6=J. Davy |data=2016-02-24 |título=Searching for Binary Y dwarfs with the Gemini Multi-Conjugate Adaptive Optics System (GeMS) |url=http://arxiv.org/abs/1601.05508 |periódico=The Astrophysical Journal |volume=819 |número=1 |páginas=17 |doi=10.3847/0004-637X/819/1/17 |issn=1538-4357}}</ref> A anã Y+Y [[WISE J0336−0143]] foi recentemente confirmada como uma binária com o [[Telescópio Espacial James Webb]] e tem uma razão de massa de q=0.62±0.05 e uma separação de 0.97 UA. Os pesquisadores apontam que o tamanho da amostra de anãs marrons binárias de baixa massa é pequeno demais para determinar se o WISE J0336−0143 é um representante típico de binárias de baixa massa ou um sistema peculiar.<ref>{{citar periódico |último=Calissendorff |primeiro=Per |último2=De Furio |primeiro2=Matthew |último3=Meyer |primeiro3=Michael |último4=Albert |primeiro4=Loïc |último5=Aganze |primeiro5=Christian |último6=Ali-Dib |primeiro6=Mohamad |último7=Gagliuffi |primeiro7=Daniella C. Bardalez |último8=Baron |primeiro8=Frederique |último9=Beichman |primeiro9=Charles A. |último10=Burgasser |primeiro10=Adam J. |último11=Cushing |primeiro11=Michael C. |último12=Faherty |primeiro12=Jacqueline Kelly |último13=Fontanive |primeiro13=Clémence |último14=Gelino |primeiro14=Christopher R. |último15=Gizis |primeiro15=John E. |data=2023-03-29 |título=JWST/NIRCam discovery of the first Y+Y brown dwarf binary: WISE J033605.05$-$014350.4 |url=http://arxiv.org/abs/2303.16923 |periódico=arXiv:2303.16923 [astro-ph]}}</ref>

Observações da [[órbita]] de sistemas binários contendo anãs marrons podem ser usadas para medir a massa da anã marrom. No caso de [[2MASSW J0746425+2000321]], o secundário pesa 6% da [[massa solar]]. Esta medição é chamada de massa dinâmica.<ref>{{citar comunicado de imprensa |primeiro=Hervé |último=Bouy |url=https://www.eso.org/public/news/eso0420/ |título=Weighing Ultra-Cool Stars - Large Ground-Based Telescopes and Hubble Team-Up to Perform First Direct Brown Dwarf Mass Measurement |publicado=European Southern Observatory |língua=en |acessodata=2019-12-11 }}</ref><ref>{{citar periódico |último1=Bouy |primeiro1=Hervé |último2=Duchêne |primeiro2=Gaspard |último3=Köhler |primeiro3=Rainer |último4=Brandner |primeiro4=Wolfgang |último5=Bouvier |primeiro5=Jérôme |último6=Martín |primeiro6=Eduardo L. |último7=Ghez |primeiro7=Andrea Mia |último8=Delfosse |primeiro8=Xavier |último9=Forveille |primeiro9=Thierry |último10=Allard |primeiro10=France |último11=Baraffe |primeiro11=Isabelle |primeiro12=Gibor |último12=Basri |primeiro13=Laird M. |último13=Close |primeiro14=Caer E. |último14=McCabe |data=2004-08-01 |título=First determination of the dynamical mass of a binary L dwarf |periódico=Astronomy & Astrophysics |língua=en |volume=423 |número=1 |páginas=341–352 |arxiv=astro-ph/0405111 |doi=10.1051/0004-6361:20040551 |issn=0004-6361 |bibcode=2004A&A...423..341B |s2cid=3149721 }}</ref> O sistema anã marrom mais próximo do [[Sistema Solar]] é o binário Luhman 16. Tentou-se procurar [[planeta]]s em torno deste sistema com um método semelhante, mas nenhum foi encontrado.<ref>{{citar periódico |último1=Bedin |primeiro1=Luigi R. |último2=Pourbaix |primeiro2=Dimitri |último3=Apai |primeiro3=Dániel |último4=Burgasser |primeiro4=Adam J. |último5=Buenzli |primeiro5=Esther |último6=Boffin |primeiro6=Henri M. J. |último7=Libralato |primeiro7=Mattia |data=2017-09-01 |título=Hubble Space Telescope astrometry of the closest brown dwarf binary system – I. Overview and improved orbit |url=https://academic.oup.com/mnras/article/470/1/1140/3896221 |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |língua=en |volume=470 |número=1 |páginas=1140–1155 |arxiv=1706.00657 |doi=10.1093/mnras/stx1177 |issn=0035-8711 |hdl=10150/625503 |s2cid=119385778 }}</ref>

=== Binários incomuns de anãs marrons ===
O amplo sistema binário [[2MASS J11011926–7732383 AB|2M1101AB]] foi o primeiro binário com uma separação maior que 20 [[unidades astronômicas]] (UA). A descoberta do sistema deu informações definitivas sobre a formação de anãs marrons. Anteriormente, pensava-se que amplas anãs marrons binárias não eram formadas ou, pelo menos, eram interrompidas nas idades de 1 a 10 milhões de anos. A existência deste sistema também é inconsistente com a hipótese de ejeção.<ref>{{citar periódico |último=Luhman |primeiro=Kevin L. |data=2004-10-10 |título=The First Discovery of a Wide Binary Brown Dwarf |periódico=The Astrophysical Journal |língua=en |volume=614 |número=1 |páginas=398–403 |arxiv=astro-ph/0407344 |doi=10.1086/423666 |issn=0004-637X |bibcode=2004ApJ...614..398L |s2cid=11733526 }}</ref> A hipótese da ejeção foi uma hipótese proposta na qual as anãs marrons se formam em um sistema múltiplo, mas são ejetadas antes de ganhar massa suficiente para queimar [[hidrogênio]].<ref>{{citar periódico |último1=Reipurth|primeiro1=Bo|último2=Clarke|primeiro2=Cathie|data=junho de 2003|título=Brown Dwarfs as Ejected Stellar Embryos: Observational Perspectives|periódico=IAUS|língua=en|volume=211|páginas=13–22|issn=1743-9221|bibcode=2003IAUS..211...13R|arxiv=astro-ph/0209005|doi=10.1017/s0074180900210188|s2cid=16822178 }}</ref>

Mais recentemente, o amplo binário [[WISE 2150–7520 AB|W2150AB]] foi descoberto. Tem uma proporção de massa e [[Energia de ligação gravitacional|energia de ligação]] semelhantes a 2M1101AB, mas uma idade maior e está localizado em uma região diferente da [[galáxia]]. Enquanto 2M1101AB está em uma região muito populosa, o binário W2150AB está em um campo esparsamente separado. Deve ter sobrevivido a qualquer interação dinâmica em seu [[aglomerado estelar]] natal. O binário também pertence a alguns binários L+T que podem ser facilmente resolvidos por observatórios terrestres. Os outros dois são [[SDSS J141624.08+134826.7|SDSS J1416+13AB]] e [[Luhman 16]].<ref>{{citar periódico |último1=Faherty |primeiro1=Jacqueline K. |último2=Goodman |primeiro2=Sam |último3=Caselden |primeiro3=Dan |último4=Colin |primeiro4=Guillaume |último5=Kuchner |primeiro5=Marc J. |último6=Meisner |primeiro6=Aaron M. |último7=Gagné |primeiro7=Jonathan |último8=Schneider |primeiro8=Adam C. |último9=Gonzales |primeiro9=Eileen C. |último10=Bardalez Gagliuffi |primeiro10=Daniella C. |último11=Logsdon |primeiro11=Sarah E. |título=WISE2150-7520AB: A very low mass, wide co-moving brown dwarf system discovered through the citizen science project Backyard Worlds: Planet 9 |periódico=The Astrophysical Journal |volume=889 |número=2 |páginas=176 |arxiv=1911.04600 |doi=10.3847/1538-4357/ab5303 |ano=2020 |bibcode=2020ApJ...889..176F |s2cid=207863267 }}</ref>

Existem outros sistemas binários interessantes, como o sistema binário de anã marrom eclipsante [[2MASS J05352184–0546085]].<ref>{{citar periódico|último1=Stassun|primeiro1=Keivan G.|último2=Mathieu|primeiro2=Robert D.|último3=Valenti|primeiro3=Jeff A.|data=março de 2006|título=Discovery of two young brown dwarfs in an eclipsing binary system|periódico=Nature|língua=en|volume=440|número=7082|páginas=311–314|doi=10.1038/nature04570|pmid=16541067|bibcode=2006Natur.440..311S|s2cid=4310407|issn=0028-0836}}</ref> Estudos fotométricos deste sistema revelaram que a anã marrom menos massiva do sistema é mais quente que sua companheira de maior massa.<ref name=":1" />

=== Anãs marrons em torno de estrelas ===
{{artigo principal|Deserto de anãs marrons}}
Anãs marrons e [[planeta]]s massivos em uma [[órbita]] próxima (menos de 5 [[Unidade astronômica|UA]]) em torno de [[estrela]]s são raros e isso às vezes é descrito como o [[deserto de anãs marrons]]. Menos de 1% das estrelas com a [[massa do Sol]] têm uma anã marrom dentro de 3 a 5 UA.<ref>{{citar periódico |último=Grether |primeiro=Daniel |último2=Lineweaver |primeiro2=Charles H. |data=2006-04-01 |título=How Dry is the Brown Dwarf Desert? Quantifying the Relative Number of Planets, Brown Dwarfs, and Stellar Companions around Nearby Sun-like Stars |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...640.1051G |periódico=The Astrophysical Journal |volume=640 |páginas=1051–1062 |doi=10.1086/500161 |issn=0004-637X}}</ref>

Um exemplo de uma estrela anã marrom binária é a primeira anã T Gliese 229 B descoberta, que orbita em torno da estrela da [[sequência principal]] [[Gliese 229]] A, uma [[anã vermelha]]. Anãs marrons orbitando [[Estrela subgigante|subgigantes]] também são conhecidas, como [[TOI-1994b]], que orbita sua estrela a cada 4.03 dias.<ref>{{citar periódico |último=Page |primeiro=Emma |último2=Pepper |primeiro2=Joshua |último3=Kane |primeiro3=Stephen |último4=Zhou |primeiro4=George |último5=Addison |primeiro5=Brett |último6=Wright |primeiro6=Duncan |último7=Wittenmyer |primeiro7=Robert |último8=Johnson |primeiro8=Marshall |último9=Evans |primeiro9=Philip |último10=Collins |primeiro10=Karen |último11=Hellier |primeiro11=Coel |último12=Jensen |primeiro12=Eric |último13=Stassun |primeiro13=Keivan |último14=Rodriguez |primeiro14=Joseph |data=2022-06-01 |título=TOI-1994b: An Eccentric Brown Dwarf Transiting a Subgiant |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022AAS...24030521P |volume=54 |páginas=305.21}}</ref>

Também há desacordo se algumas anãs marrons de baixa massa devem ser consideradas planetas. O [[NASA Exoplanet Archive]] inclui anãs marrons com uma massa mínima menor ou igual a 30 [[massas de Júpiter]] como planetas, desde que outros critérios sejam cumpridos (por exemplo, orbitando uma estrela).<ref>{{citar web |título=Exoplanet Criteria for Inclusion in the Exoplanet Archive |url=https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/docs/exoplanet_criteria.html |acessodata=2023-04-16 |website=exoplanetarchive.ipac.caltech.edu}}</ref> O Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) da [[União Astronômica Internacional]], por outro lado, considera apenas planetas com massa inferior a 13 massas de Júpiter.<ref>{{citar web |título=Working Group on Extrasolar Planets |url=https://w.astro.berkeley.edu/~basri/defineplanet/IAU-WGExSP.htm |acessodata=2023-04-16 |website=w.astro.berkeley.edu}}</ref>

=== Binárias anã branca e anã marrom ===
Anãs marrons ao redor de [[anãs brancas]] são bastante raras. [[GD 165|GD 165 B]], o protótipo de anã L, é um desses sistemas.<ref>{{citar periódico |último1=Farihi |primeiro1=Jay |último2=Christopher |primeiro2=Micol <!-- mc@astro.caltech.edu -->|data=outubro de 2004 |título=A Possible Brown Dwarf Companion to the White Dwarf GD 1400 |periódico=The Astronomical Journal |língua=en |volume=128 |número=4 |páginas=1868 |arxiv=astro-ph/0407036 |doi=10.1086/423919 |issn=1538-3881 |bibcode=2004AJ....128.1868F |s2cid=119530628 }}</ref> Tais sistemas podem ser úteis para determinar a idade do sistema e a massa da anã marrom. Outros binários de anãs brancas e anãs marrons são [[COCONUTS-1|COCONUTS-1 AB]] (7 bilhões de anos),<ref name=":3" /> [[LSPM J0055+5948|LSPM J0055+5948 AB]] (10 bilhões de anos),<ref name=":12">{{citar periódico |último=Meisner |primeiro=Aaron M. |último2=Faherty |primeiro2=Jacqueline K. |último3=Kirkpatrick |primeiro3=J. Davy |último4=Schneider |primeiro4=Adam C. |último5=Caselden |primeiro5=Dan |último6=Gagné |primeiro6=Jonathan |último7=Kuchner |primeiro7=Marc J. |último8=Burgasser |primeiro8=Adam J. |último9=Casewell |primeiro9=Sarah L. |último10=Debes |primeiro10=John H. |último11=Artigau |primeiro11=Étienne |último12=Bardalez Gagliuffi |primeiro12=Daniella C. |último13=Logsdon |primeiro13=Sarah E. |último14=Kiman |primeiro14=Rocio |último15=Allers |primeiro15=Katelyn |data=2020-08-01 |título=Spitzer Follow-up of Extremely Cold Brown Dwarfs Discovered by the Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020ApJ...899..123M |periódico=The Astrophysical Journal |volume=899 |páginas=123 |doi=10.3847/1538-4357/aba633 |issn=0004-637X}}</ref> [[SDSS J22255+0016|SDSS J22255+0016 AB]] (2 bilhões de anos)<ref name=":13">{{citar periódico |último=French |primeiro=Jenni R. |último2=Casewell |primeiro2=Sarah L. |último3=Dupuy |primeiro3=Trent J. |último4=Debes |primeiro4=John H. |último5=Manjavacas |primeiro5=Elena |último6=Martin |primeiro6=Emily C. |último7=Xu |primeiro7=Siyi |data=2023-03-01 |título=Discovery of a resolved white dwarf-brown dwarf binary with a small projected separation: SDSS J222551.65+001637.7AB |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2023MNRAS.519.5008F |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=519 |páginas=5008–5016 |doi=10.1093/mnras/stac3807 |issn=0035-8711}}</ref> e [[WD 0806-661|WD 0806-661 AB]] (1.5 a 2.7 bilhões de anos).<ref>{{citar periódico |último=Leggett |primeiro=S. K. |último2=Tremblin |primeiro2=P. |último3=Esplin |primeiro3=T. L. |último4=Luhman |primeiro4=K. L. |último5=Morley |primeiro5=Caroline V. |data=2017-06-01 |título=The Y-type Brown Dwarfs: Estimates of Mass and Age from New Astrometry, Homogenized Photometry, and Near-infrared Spectroscopy |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ApJ...842..118L |periódico=The Astrophysical Journal |volume=842 |páginas=118 |doi=10.3847/1538-4357/aa6fb5 |issn=0004-637X}}</ref>

Sistemas com anãs marrons com [[bloqueio de maré]] orbitando em torno de anãs brancas pertencem aos [[Variável pré-cataclísmica|binários pós-envelope comuns]] ou PCEB. Apenas 8 PCEBs confirmados contendo uma anã branca com uma companheira anã marrom são conhecidos, incluindo [[WD 0137−349]] AB. Na história passada dessas binárias anãs brancas e anãs marrons, a anã marrom é engolfada pela [[estrela]] na [[Gigante vermelha|fase de gigante vermelha]]. As anãs marrons com massa inferior a 20 [[massas de Júpiter]] [[Fotoevaporação|evaporariam]] durante o engolfamento.<ref>{{citar comunicado de imprensa |primeiro1=Pierre |último1=Maxted |primeiro2=Ralf |último2=Napiwotzki |primeiro3=Paul |último3=Dobbie |primeiro4=Matt |último4=Burleigh |url=https://www.eso.org/public/news/eso0628/ |título=A Sub-Stellar Jonah – Brown Dwarf Survives Being Swallowed |publicado=European Southern Observatory |língua=en |acessodata=2019-12-11 }}</ref><ref>{{citar periódico |último1=Casewell |primeiro1=Sarah L. |último2=Braker |primeiro2=Ian P. |último3=Parsons |primeiro3=Steven G. |último4=Hermes |primeiro4=James J. |último5=Burleigh |primeiro5=Matthew R. |último6=Belardi |primeiro6=Claudia |último7=Chaushev |primeiro7=Alexander |último8=Finch |primeiro8=Nicolle L. |último9=Roy |primeiro9=Mervyn |último10=Littlefair |primeiro10=Stuart P. |último11=Goad |primeiro11=Mike |último12=Dennihy |primeiro12=Erik |data=31 de janeiro de 2018 |título=The first sub-70 min non-interacting WD–BD system: EPIC212235321 |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |língua=en |volume=476 |número=1 |páginas=1405–1411 |doi=10.1093/mnras/sty245 |issn=0035-8711 |bibcode=2018MNRAS.476.1405C |arxiv=1801.07773 |s2cid=55776991 }}</ref> A escassez de anãs marrons orbitando perto de anãs brancas pode ser comparada com observações semelhantes de anãs marrons em torno de estrelas da [[sequência principal]], descritas como o [[deserto de anãs marrons]].<ref>{{citar periódico |último1=Longstaff |primeiro1=Emma S. |último2=Casewell |primeiro2=Sarah L. |último3=Wynn |primeiro3=Graham A. |último4=Maxted |primeiro4=Pierre F. L. |último5=Helling |primeiro5=Christiane |data=2017-10-21 |título=Emission lines in the atmosphere of the irradiated brown dwarf WD0137−349B |url=https://academic.oup.com/mnras/article/471/2/1728/3974054 |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |língua=en |volume=471 |número=2 |páginas=1728–1736 |arxiv=1707.05793 |doi=10.1093/mnras/stx1786 |issn=0035-8711 |bibcode=2017MNRAS.471.1728L |s2cid=29792989 }}</ref><ref>{{citar periódico |último1=Grether |primeiro1=Daniel |último2=Lineweaver |primeiro2=Charles H. |data=abril de 2006 |título=How Dry is the Brown Dwarf Desert? Quantifying the Relative Number of Planets, Brown Dwarfs, and Stellar Companions around Nearby Sun‐like Stars |periódico=The Astrophysical Journal |língua=en |volume=640 |número=2 |páginas=1051–1062 |doi=10.1086/500161 |arxiv=astro-ph/0412356 |bibcode=2006ApJ...640.1051G |issn=0004-637X |doi-access=free }}</ref> O PCEB pode evoluir para uma estrela [[variável cataclísmica]] (CV*) com a anã marrom como doadora<ref>{{citar periódico |último1=Rappaport |primeiro1=Saul A. |último2=Vanderburg |primeiro2=Andrew |último3=Nelson |primeiro3=Lorne |último4=Gary |primeiro4=Bruce L. |último5=Kaye |primeiro5=Thomas G. |último6=Kalomeni |primeiro6=Belinda |último7=Howell |primeiro7=Steve B. |último8=Thorstensen |primeiro8=John R. |último9=Lachapelle |primeiro9=François-René |último10=Lundy |primeiro10=Matthew |último11=St-Antoine |primeiro11=Jonathan |data=2017-10-11 |título=WD 1202-024: the shortest-period pre-cataclysmic variable |url=https://academic.oup.com/mnras/article/471/1/948/3892367 |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |língua=en |volume=471 |número=1 |páginas=948–961 |arxiv=1705.05863 |doi=10.1093/mnras/stx1611 |issn=0035-8711 |bibcode=2017MNRAS.471..948R |s2cid=119349942 }}</ref> e no último estágio do sistema o binário pode se fundir. A nova [[CK Vulpeculae]] pode ser o resultado de uma fusão entre anãs brancas e anãs marrons.<ref>{{citar web |primeiro1=Nicolás |último1=Lira |primeiro2=Charles E. |último2=Blue |primeiro3=Calum |último3=Turner |primeiro4=Masaaki |último4=Hiramatsu |url=https://www.almaobservatory.org/en/press-release/when-is-a-nova-not-a-nova-when-a-white-dwarf-and-a-brown-dwarf-collide/ |título=When Is a Nova Not a 'Nova'? When a White Dwarf and a Brown Dwarf Collide |website=ALMA Observatory |urlmorta=sim |arquivourl=https://web.archive.org/web/20191022055806/https://www.almaobservatory.org/en/press-release/when-is-a-nova-not-a-nova-when-a-white-dwarf-and-a-brown-dwarf-collide/ |arquivodata=2019-10-22 |acessodata=2019-11-12 }}</ref><ref>{{citar periódico |último1=Eyres |primeiro1=Stewart P. S. |último2=Evans |primeiro2=Aneurin |último3=Zijlstra |primeiro3=Albert |último4=Avison |primeiro4=Adam |último5=Gehrz |primeiro5=Robert D. |último6=Hajduk |primeiro6=Marcin|autorlink7=Sumner Starrfield |último7=Starrfield |primeiro7=Sumner |último8=Mohamed |primeiro8=Shazrene |último9=Woodward |primeiro9=Charles E. |último10=Wagner |primeiro10=R. Mark |data=2018-12-21 |título=ALMA reveals the aftermath of a white dwarf–brown dwarf merger in CK Vulpeculae |url=https://academic.oup.com/mnras/article/481/4/4931/5107360 |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |língua=en |volume=481 |número=4 |páginas=4931–4939 |arxiv=1809.05849 |doi=10.1093/mnras/sty2554 |bibcode=2018MNRAS.481.4931E |s2cid=119462149 |issn=0035-8711 }}</ref>

== Formação e evolução ==
[[Imagem:M1701117 R-SII-Ha(1).png|thumb|O jato [[HH 1165]] lançado pela anã marrom [[Mayrit 1701117]] na periferia externa do aglomerado [[Sigma Orionis]]]]
As anãs marrons se formam de forma semelhante às [[estrela]]s e são cercadas por [[discos protoplanetários]],<ref name=":4">{{citar periódico |primeiro1=Dániel |último1=Apai |primeiro2=Ilaria |último2=Pascucci|autorlink2=Ilaria Pascucci |primeiro3=Jeroen |último3=Bouwman |primeiro4=Antonella |último4=Natta |último5=Henning |primeiro5=Thomas |último6=Dullemond |primeiro6=Cornelis P. |ano=2005 |título=The Onset of Planet Formation in Brown Dwarf Disks |periódico=Science |volume=310 |número=5749 |páginas=834–6 |arxiv=astro-ph/0511420 |bibcode=2005Sci...310..834A |doi=10.1126/science.1118042 |pmid=16239438 |s2cid=5181947 }}</ref> como [[Cha 110913-773444]]. Em 2017, havia apenas uma anã proto-marrom conhecida conectada a um grande [[objeto de Herbig–Haro]]. Esta é a anã marrom [[Mayrit 1701117]], que é cercada por um pseudodisco e um disco Kepleriano.<ref>{{citar periódico |último1=Riaz |primeiro1=Basmah |último2=Machida |primeiro2=Masahiro N. |último3=Stamatellos |primeiro3=Dimitris |data=julho de 2019 |título=ALMA reveals a pseudo-disc in a proto-brown dwarf |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |língua=en |volume=486 |número=3 |páginas=4114–4129 |doi=10.1093/mnras/stz1032 |arxiv=1904.06418 |bibcode=2019MNRAS.486.4114R |s2cid=119286540 |issn=0035-8711 }}</ref> Mayrit 1701117 lança o jato [[H 1165]] de 0.7 [[anos-luz]] de comprimento, visto principalmente em [[enxofre]] ionizado.<ref>{{citar web |primeiro1=Basmah |último1=Riaz |primeiro2=Joan |último2=Najita |url=http://www.noao.edu/news/2017/pr1701.php |título=Punching Above Its Weight, a Brown Dwarf Launches a Parsec-Scale Jet |website=National Optical Astronomy Observatory |acessodata=2020-02-18 |arquivodata=2020-02-18 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20200218195420/https://www.noao.edu/news/2017/pr1701.php |urlmorta=sim }}</ref><ref name="Riaz 47">{{citar periódico |último1=Riaz |primeiro1=Basmah |último2=Briceño |primeiro2=Cesar |último3=Whelan |primeiro3=Emma T. |último4=Heathcote |primeiro4=Stephen |data=julho de 2017 |título=First Large-scale Herbig-Haro Jet Driven by a Proto-brown Dwarf |periódico=Astrophysical Journal |língua=en |volume=844 |número=1 |páginas=47 |doi=10.3847/1538-4357/aa70e8 |arxiv=1705.01170 |bibcode=2017ApJ...844...47R |s2cid=119080074 |issn=0004-637X }}</ref>

Descobriu-se que os [[Disco circunstelar|discos]] em torno de anãs marrons têm muitas das mesmas características que os discos em torno de estrelas; portanto, espera-se que haja planetas formados por acreção em torno de anãs marrons.<ref name=":4"/> Dada a pequena massa dos discos anãs marrons, a maioria dos [[planeta]]s serão [[planetas terrestres]] em vez de [[gigantes gasosos]].<ref name="tidalplanets">{{citar periódico |último1=Burrows |primeiro1=Adam |último2=Hubbard |primeiro2=William B. |último3=Lunine |primeiro3=Jonathan I. |último4=Liebert |primeiro4=James |ano=2011 |título=Tidal evolution of planets around brown dwarfs |periódico=Astronomy & Astrophysics |volume=535 |páginas=A94 |arxiv=1109.2906 |bibcode=2011A&A...535A..94B |doi=10.1051/0004-6361/201117734 |s2cid=118532416 }}</ref> Se um planeta gigante orbita uma anã marrom em nossa linha de visão, então, como eles têm aproximadamente o mesmo diâmetro, isso daria um grande sinal para [[Método de trânsito|detecção por trânsito]].<ref>[[David C. Jewitt|Jewitt, David C.]], [http://isites.harvard.edu/fs/docs/icb.topic541038.files/ay98_reading10.pdf Pan-STARRS Science Overview] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20151016070851/http://isites.harvard.edu/fs/docs/icb.topic541038.files/ay98_reading10.pdf |data=2015-10-16 }}</ref> A zona de acreção de planetas em torno de uma anã marrom é muito próxima da própria anã marrom, então as forças de maré teriam um forte efeito.<ref name="tidalplanets"/>

A anã marrom Cha 110913-773444, localizada a 500 anos-luz de distância na [[constelação]] de [[Chamaeleon]], pode estar em processo de formação de um [[sistema planetário]] em miniatura. [[Astrônomo]]s da [[Universidade Estadual da Pensilvânia]], [[Estados Unidos]] detectaram o que acreditam ser um disco de gás e poeira semelhante ao que supostamente formou o [[Sistema Solar]]. Cha 110913-773444 é a menor anã marrom encontrada até hoje ({{Massa de Júpiter|8|link=y}}) e, se formou um sistema planetário, seria o menor objeto conhecido a ter um.<ref>{{citar periódico |último1=Luhman |primeiro1=Kevin L. |último2=Adame |primeiro2=Lucía |último3=d'Alessio |primeiro3=Paola |último4=Calvet |primeiro4=Nuria |último5=Hartmann |primeiro5=Lee |último6=Megeath |primeiro6=S. T. |último7=Fazio |primeiro7=G. G. |ano=2005 |título=Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk |periódico=The Astrophysical Journal |volume=635 |número=1 |páginas=L93–L96 |arxiv=astro-ph/0511807 |bibcode=2005ApJ...635L..93L |doi=10.1086/498868 |s2cid=11685964 }}</ref>

== Planetas em torno de anãs marrons ==
[[Imagem:Artist’s impression of the disc of dust and gas around a brown dwarf.jpg|thumb|Concepção artística de um disco de poeira e gás em torno de uma anã marrom<ref>{{citar comunicado de imprensa |primeiro1=Luca |último1=Ricci |primeiro2=Leonardo |último2=Testi |primeiro3=Douglas |último3=Pierce-Price |primeiro4=John |último4=Stoke |título=Even Brown Dwarfs May Grow Rocky Planets |url=http://www.eso.org/public/news/eso1248/ |acessodata=3 de dezembro de 2012 |publicado=European Southern Observatory |arquivourl=https://web.archive.org/web/20121203042337/http://www.eso.org/public/news/eso1248/ |arquivodata=3 de dezembro de 2012 |urlmorta=sim }}</ref>]]
Os objetos de massa planetária [[superjúpiter]] [[2M1207b]], [[2MASS J04414489+2301513|2MASS J044144]] e Oph 98 B que estão orbitando anãs marrons em grandes distâncias orbitais podem ter se formado por [[Formação estelar#Colapso de nuvem|colapso de nuvens]] em vez de acreção e, portanto, podem ser [[subanãs marrons]] em vez de [[planeta]]s, o que é inferido a partir de massas relativamente grandes e órbitas grandes. A primeira descoberta de um companheiro de baixa massa orbitando uma anã marrom ([[ChaHα8]]) a uma pequena distância orbital usando a [[Espectroscopia Doppler|técnica de velocidade radial]] abriu caminho para a detecção de planetas em torno de anãs marrons em órbitas de algumas [[Unidade astronômica|UA]] ou menores.<ref>{{citar periódico |último1=Joergens |primeiro1=Viki |último2=Müller |primeiro2=André |título=16–20 MJup Radial Velocity Companion Orbiting the Brown Dwarf Candidate Cha Hα 8 |periódico=The Astrophysical Journal |ano=2007 |volume=666 |número=2 |páginas=L113–L116 |doi=10.1086/521825 |bibcode=2007ApJ...666L.113J |arxiv=0707.3744|s2cid=119140521 }}</ref><ref>{{citar periódico |último1=Joergens |primeiro1=Viki |último2=Müller |primeiro2=André |último3=Reffert |primeiro3=Sabine |título=Improved radial velocity orbit of the young binary brown dwarf candidate Cha Hα 8 |periódico=Astronomy and Astrophysics |data=2010 |volume=521 |número=A24 |páginas=A24 |doi=10.1051/0004-6361/201014853 |bibcode=2010A&A...521A..24J |arxiv=1006.2383|s2cid=54989533 }}</ref> No entanto, com uma razão de massa entre a companheira e a primária em ChaHα8 de cerca de 0.3, esse sistema se assemelha a uma [[estrela binária]]. Então, em 2008, o primeiro companheiro de massa planetária em uma [[órbita]] relativamente pequena ([[MOA-2007-BLG-192Lb]]) foi descoberto orbitando uma anã marrom.<ref name=bennett2008>{{citar periódico |último1=Bennet |primeiro1=David P. |primeiro2=Ian A. |último2=Bond |primeiro3=Andrzej |último3=Udalski |primeiro4=Takahiro |último4=Sumi |primeiro5=Fumio |último5=Abe |primeiro6=Akihiko |último6=Fukui |primeiro7=Kei |último7=Furusawa |primeiro8=John B. |último8=Hearnshaw |primeiro9=Sarah |último9=Holderness |primeiro10=Yoshitaka |último10=Itow |primeiro11=Koki |último11=Kamiya |primeiro12=Aarno V. |último12=Korpela |primeiro13=Pamela M. |último13=Kilmartin |primeiro14=Wei |último14=Lin |primeiro15=Cho Hong |último15=Ling |primeiro16=Kimiaki |último16=Masuda |primeiro17=Yutaka |último17=Matsubara |primeiro18=Noriyuki |último18=Miyake |primeiro19=Yasushi |último19=Muraki |primeiro20=Maiko |último20=Nagaya |primeiro21=Teppei |último21=Okumura |primeiro22=Kouji |último22=Ohnishi |primeiro23=Yvette C. |último23=Perrott |primeiro24=Nicholas J. |último24=Rattenbury |primeiro25=Takashi |último25=Sako |primeiro26=Toshiharu |último26=Saito |primeiro27=S. |último27=Sato |primeiro28=Ljiljana |último28=Skuljan |primeiro29=Denis J. |último29=Sullivan |primeiro30=Winston L. |último30=Sweatman |primeiro31=Paul J. |último31=Tristram |primeiro32=Philip C. M. |último32=Yock |primeiro33=Marcin |último33=Kubiak |primeiro34=Michał K. |último34=Szymański |primeiro35=Grzegorz |último35=Pietrzyński |primeiro36=Igor |último36=Soszyński  |primeiro37=O. |último37=Szewczyk |primeiro38=Łukasz |último38=Wyrzykowski |primeiro39=Krzysztof |último39=Ulaczyk |primeiro40=Virginie |último40=Batista |primeiro41=Jean-Philippe |último41=Beaulieu |primeiro42=Stéphane |último42=Brillant |primeiro43=Arnaud |último43=Cassan |primeiro44=Pascal |último44=Fouqué |primeiro45=Pierre |último45=Kervella |primeiro46=Daniel |último46=Kubas |primeiro47=Jean-Baptiste |último47=Marquette |arxiv=0806.0025 |título=A Low-Mass Planet with a Possible Sub-Stellar-Mass Host in Microlensing Event MOA-2007-BLG-192 |periódico=The Astrophysical Journal |data=30 de maio de 2008 |volume=684 |número=1 |páginas=663–683 |doi=10.1086/589940 |bibcode=2008ApJ...684..663B |s2cid=14467194 }}</ref>
<!-- Then, in 2013, the first planetary-mass companion (OGLE-2012-BLG-0358L b) in a relatively small orbit was discovered orbiting a brown dwarf.<ref>{{citar revista |url=http://www.technologyreview.com/view/517556/first-planet-discovered-orbiting-a-brown-dwarf/ |título=First Planet Discovered Orbiting a Brown Dwarf |revista=MIT Technology Review |data=29 de julho de 2013 |acessodata=29 de julho de 2013}}</ref>
Em 2015, o primeiro planeta de massa terrestre orbitando uma anã marrom foi encontrado, OGLE-2013-BLG-0723LBb.<ref>{{citar periódico |arxiv=1507.02388 |último1=Burrows |primeiro1=Adam |título=A Venus-Mass Planet Orbiting a Brown Dwarf: Missing Link between Planets and Moons |periódico=The Astrophysical Journal |volume=812 |número=1 |páginas=47 |último2=Hubbard |primeiro2=William B. |último3=Lunine |primeiro3=Jonathan I. |último4=Liebert |primeiro4=James |último5=Kozłowski |primeiro5=S. |último6=Skowron |primeiro6=J. |último7=Poleski |primeiro7=R. |último8=Soszyński |primeiro8=I. |último9=Pietrukowicz |primeiro9=P. |último10=Mróz |primeiro10=P. |último11=Szymański |primeiro11=M. K. |último12=Wyrzykowski |primeiro12=Ł. |último13=Ulaczyk |primeiro13=K. |último14=Pietrzyński |primeiro14=G. |último15=Shvartzvald |primeiro15=Y. |último16=Maoz |primeiro16=D. |último17=Kaspi |primeiro17=S. |último18=Gaudi |primeiro18=B. S. |último19=Hwang |primeiro19=K.-H. |último20=Choi |primeiro20= J.-Y. |último21=Shin |primeiro21=I.-G. |último22=Park |primeiro22=H. |último23=Bozza |primeiro23=V. |ano=2015 |doi=10.1088/0004-637X/812/1/47 |bibcode=2015ApJ...812...47U }}</ref> -->

Os planetas em torno de anãs marrons provavelmente são [[planetas de carbono]] sem [[água]].<ref>{{citar periódico |arxiv=1311.1228 |último1=Burrows |primeiro1=Adam |título=The Atomic and Molecular Content of Disks Around Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs |periódico=The Astrophysical Journal |volume=779 |número=2 |páginas=178 |último2=Hubbard |primeiro2=William B. |último3=Lunine |primeiro3=Jonathan I. |último4=Liebert |primeiro4=James |ano=2013 |doi=10.1088/0004-637X/779/2/178 |bibcode=2013ApJ...779..178P |s2cid=119001471 }}</ref>

Um estudo de 2017, baseado em observações com o [[Telescópio Espacial Spitzer]], estima que 175 anãs marrons precisam ser monitoradas para garantir (95%) pelo menos uma detecção de um planeta.<ref>{{citar periódico |último1=He |primeiro1=Matthias Y. |último2=Triaud |primeiro2=Amaury H. M. J. |último3=Gillon |primeiro3=Michaël |data=janeiro de 2017 |título=First limits on the occurrence rate of short-period planets orbiting brown dwarfs |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=464 |número=3 |páginas=2687–2697 |arxiv=1609.05053 |bibcode=2017MNRAS.464.2687H |doi=10.1093/mnras/stw2391 |s2cid=53692008 }}</ref>

=== Habitabilidade ===
A habitabilidade de [[planeta]]s hipotéticos orbitando anãs marrons foi estudada. Os modelos de computador que sugerem as condições para que esses corpos tenham [[planetas habitáveis]] são muito rigorosos, sendo a [[zona habitável]] estreita, próxima (anã T 0.005 [[Unidade astronômica|UA]]) e diminuindo com o tempo, devido ao resfriamento da anã marrom (elas se fundem por no máximo 10 milhões de anos). As [[órbita]]s teriam que ser de [[Excentricidade (matemática)|excentricidade]] extremamente baixa (da ordem de 10 elevado a menos 6) para evitar fortes [[forças de maré]] que desencadeariam um [[efeito estufa descontrolado]] nos planetas, tornando-os inabitáveis. Também não haveria [[satélites naturais]].<ref>
{{citar periódico |bibcode=2013AsBio..13..279B |arxiv=1211.6467 |doi=10.1089/ast.2012.0867 |título=Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary |data=2011 |último1=Barnes |primeiro1=Rory |último2=Heller |primeiro2=René |periódico=Astrobiology |volume=13 |número=3 |páginas=279–291 |pmid=23537137 |pmc=3612282}}</ref>

== Anãs marrons superlativas ==
{{artigo principal|Lista de anãs marrons}}
Em 1984, foi postulado por alguns [[astrônomo]]s que o [[Sol]] pode ser orbitado por uma anã marrom não detectada (às vezes chamada de [[Nêmesis (estrela hipotética)|Nêmesis]]) que poderia interagir com a [[nuvem de Oort]] assim como as [[Lista de estrelas mais próximas e anãs marrons#Futuro distante e encontros passados|estrelas passageiras]]. No entanto, esta hipótese caiu em desuso.<ref name="Morrison">{{citar web |data=2 de agosto de 2011 |título=Scientists today no longer think an object like Nemesis could exist |publicado=NASA Ask An Astrobiologist |primeiro=David |último=Morrison |autorlink=David Morrison (astrophysicist) |url=http://astrobiology2.arc.nasa.gov/ask-an-astrobiologist/question/?id=16790 |arquivourl=https://archive.today/20121213101422/http://astrobiology2.arc.nasa.gov/ask-an-astrobiologist/question/?id=16790 |urlmorta=sim |arquivodata=13 de dezembro de 2012 |acessodata=2011-10-22 }}</ref>

=== Tabela de primeiros ===
{| class="wikitable" style="text-align:center;"
|- style="background:#efefef;"
! Registro
! Nome
! Tipo espectral
! RA/Dec
! Constelação
! Notas
|-
| Primeira descoberta
| [[Teide 1]] (Aglomerado Estelar Aberto das Plêiades)
| M8
| {{RA|3|47|18.0}} {{DEC|+24|22|31}}
| [[Taurus]]
| Imagens em 1989 e 1994
|-
| Primeira imagem com coronografia
| [[Gliese 229|Gliese 229 B]]
| T6.5
| {{RA|06|10|34.62}} {{DEC|−21|51|52.1}}
| [[Lepus]]
| Descoberto em 1994
|-
| Primeiro com [[planemo]]
| [[2M1207]]
| M8
| {{RA|12|07|33.47}} {{DEC|−39|32|54.0}}
| [[Centaurus]]
| Planeta descoberto em 2004
|-
| Primeiro com um [[Disco protoplanetário|disco de poeira]]
|
|
|
|
|
|-
| Primeiro com [[fluxo bipolar]]
| [[Rho-Oph 102]]<br />(SIMBAD: [GY92] 102)
|
| {{RA|16|26|42.758}} {{DEC|−24|41|22.24}}
| [[Ophiuchus]]
| Fluxo de saída parcialmente resolvido<ref>{{citar periódico|último1=Whelan|primeiro1=Emma T.|último2=Ray|primeiro2=Thomas P.|último3=Bacciotti|primeiro3=Francesca|último4=Natta|primeiro4=Antonella|último5=Testi|primeiro5=Leonardo|último6=Randich|primeiro6=Sofia|data=junho de 2005|título=A resolved outflow of matter from a brown dwarf|periódico=Nature|língua=en|volume=435|número=7042|páginas=652–654|doi=10.1038/nature03598|pmid=15931217|arxiv=astro-ph/0506485|bibcode=2005Natur.435..652W|s2cid=4415442|issn=0028-0836}}</ref>
|-
| Primeiro com [[objeto de Herbig–Haro]] em grande escala
| [[Mayrit 1701117]]<br />(Objeto de Herbig–Haro: [[HH 1165]])
| proto-BD
| {{RA|05|40|25.799}} {{DEC|−02|48|55.42}}
| [[Orion (constelação)|Orion]]
| Comprimento projetado do Objeto de Herbig–Haro: 0.8 [[anos-luz]] (0.26 [[Parsec|pc]])<ref name="Riaz 47"/>
|-
| Primeiro tipo de campo (solitário)
| [[Teide 1]]
| M8
| {{RA|3|47|18.0}} {{DEC|+24|22|31}}
| Taurus
| 1995
|-
| Primeiro como companheiro de uma estrela normal
| Gliese 229 B
| T6.5
| {{RA|06|10|34.62}} {{DEC|−21|51|52.1}}
| Lepus
| 1995
|-
| Primeira anã marrom binária espectroscópica
| [[PPL 15 A, B]]<ref name=":0">{{citar periódico |arxiv=astro-ph/9908015 |título=[astro-ph/9908015&#93; PPl 15: The First Brown Dwarf Spectroscopic Binary |ano=1999 |último1=Basri |primeiro1=Gibor |último2=Martín |primeiro2=Eduardo L. |doi=10.1086/301079 |periódico=The Astronomical Journal |volume=118 |número=5 |páginas=2460–2465 |bibcode=1999AJ....118.2460B|s2cid=17662168 }}</ref>
| M6.5
|
| Taurus
| Basri & Martín, 1999
|-
| Primeira anã marrom binária eclipsante
| [[2M0535-05]]<ref>{{citar periódico |título=Discovery of two young brown dwarfs in an eclipsing binary system |periódico=Nature |volume=440 |número=7082 |páginas=311–314 |doi=10.1038/nature04570 |pmid=16541067 |bibcode=2006Natur.440..311S |data=2006-03-16 |último1=Stassun |primeiro1=Keivan G |último2=Mathieu |primeiro2=Robert D |último3=Valenti |primeiro3=Jeff A |s2cid=4310407 }}</ref><ref name=":1">{{citar periódico |arxiv=0704.3106 |título=A Surprising Reversal of Temperatures in the Brown-Dwarf Eclipsing Binary 2MASS J05352184-0546085 |ano=2007 |último1=Stassun |primeiro1=Keivan G. |último2=Mathieu |primeiro2=Robert D. |último3=Valenti |primeiro3=Jeff A. |doi=10.1086/519231 |periódico=The Astrophysical Journal |volume=664 |número=2 |páginas=1154–1166 |bibcode=2007ApJ...664.1154S|s2cid=15144741 }}</ref>
| M6.5
|
| Orion
| Stassun 2006, 2007 (distância ~450 pc)
|-
| Primeira anã marrom binária de classe T
| [[Epsilon Indi|Epsilon Indi Ba, Bb]]<ref>{{citar comunicado de imprensa |primeiro1=Ralf-Dieter |último1=Scholz |primeiro2=Mark |último2=McCaughrean |url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-01-03.html |título=eso0303 – Discovery of Nearest Known Brown Dwarf |data=2003-01-13 |publicado=European Southern Observatory |acessodata=2013-03-16 |urlmorta=sim |arquivourl=https://web.archive.org/web/20081013074256/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-01-03.html |arquivodata=13 de outubro de 2008}}</ref>
| T1 + T6
|
| [[Indus]]
| Distância: 3.626 pc
|-
| Primeira anã marrom trinária
| [[DENIS-P J020529.0-115925]] A/B/C
| L5, L8 e T0
| {{RA|02|05|29.40}} {{DEC|−11|59|29.7}}
| [[Cetus]]
| Delfosse ''et al.'' 1997<ref>{{citar periódico |arxiv=astro-ph/0410226 |último1=Burrows |primeiro1=Adam |título=A possible third component in the L dwarf binary system DENIS-P J020529.0-115925 discovered with the Hubble Space Telescope |periódico=The Astronomical Journal |volume=129 |número=1 |páginas=511–517 |último2=Hubbard |primeiro2=William B. |último3=Lunine |primeiro3=Jonathan I. |último4=Liebert |primeiro4=James |ano=2004 |doi=10.1086/426559 |bibcode=2005AJ....129..511B |s2cid=119336794 }}</ref>
|-
| Primeira anã marrom halo
| [[2MASS J05325346+8246465]]
| [[Estrela subanã|sd]]L7
| {{RA|05|32|53.46}} {{DEC|+82|46|46.5}}
| [[Gemini (constelação)|Gemini]]
| Burgasser ''et al.'' 2003<ref>{{citar periódico |último1=Burgasser |primeiro1=Adam J. |primeiro2=J. Davy |último2=Kirkpatrick |primeiro3=Adam |último3=Burrows |primeiro4=James |último4=Liebert |primeiro5=I. Neill |último5=Reid |primeiro6=John E. |último6=Gizis |primeiro7=Mark R. |último7=McGovern |primeiro8=Lisa |último8=Prato |primeiro9=Ian S. |último9=McLean |ano=2003 |título=The First Substellar Subdwarf? Discovery of a Metal-Poor L Dwarf with Halo Kinematics |periódico=The Astrophysical Journal |volume=592 |número=2 |páginas=1186–1192 |doi=10.1086/375813 |arxiv=astro-ph/0304174 |bibcode=2003ApJ...592.1186B |s2cid=11895472 }}</ref>
|-
| Primeiro com espectro M tardio
| [[Teide 1]]
| M8
| {{RA|3|47|18.0}} {{DEC|+24|22|31}}
| Taurus
| 1995
|-
| Primeiro com espectro L
| [[GD 165]]B
| L4
| {{RA|14|24|39.144}} {{DEC|09|17|13.98}}
| [[Boötes]]
| 1988
|-
| Primeiro com espectro T
| Gliese 229 B
| T6.5
| {{RA|06|10|34.62}} {{DEC|−21|51|52.1}}
| Lepus
| 1995
|-
| Espectro T mais recente
| [[ULAS J003402.77−005206.7]]
| T9<ref name="Burninghametal2008">{{citar periódico |último1=Burningham |primeiro1=Ben |último2=Pinfield |primeiro2=David J. |último3=Leggett |primeiro3=Sandy K. |último4=Tamura |primeiro4=Motohide |último5=Lucas |primeiro5=Philip W. |último6=Homeier |primeiro6=Derek |último7=Day-Jones |primeiro7=Avril |último8=Jones |primeiro8=Hugh R. A. |último9=Clarke |primeiro9=J. R. A. |último10=Ishii |primeiro10=Miki |último11=Kuzuhara |primeiro11=Masayuki |último12=Lodieu |primeiro12=Nicolas |último13=Zapatero-Osorio |primeiro13=María Rosa |último14=Venemans |primeiro14=Bram Pieter |último15=Mortlock |primeiro15=Daniel J. |último16=Barrado y Navascués |primeiro16=David |último17=Martín |primeiro17=Eduardo L. |último18=Magazzù |primeiro18=Antonio |título=Exploring the substellar temperature regime down to ~550K |data=2008 |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=391 |número=1 |páginas=320–333 |arxiv=0806.0067 |bibcode=2008MNRAS.391..320B |s2cid=1438322 }}</ref>
|
| Cetus
| 2007
|-
| Primeiro com espectro Y
| [[CFBDS J005910.90–011401.3|CFBDS0059]]<ref name="tytrans"/>
| ~Y0
| {{RA|00|59|10.83}} {{DEC|−01|14|01.3}}
| Cetus
| 2008; isso também é classificado como um anã T9, devido à sua grande semelhança com outras anãs T.<ref name="Burninghametal2008"/>
|-
| Primeiro emissor de [[raios-X]]
| [[ChaHα1]]
| M8
|
| [[Chamaeleon]]
| 1998
|-
| Primeira erupção de raios-X
| LP 944-20
| M9V
| {{RA|03|39|35.22}} {{DEC|−35|25|44.1}}
| [[Fornax]]
| 1999
|-
| Primeira emissão de rádio (em erupção e quiescence)
| [[LP 944-20]]
| M9V
| {{RA|03|39|35.22}} {{DEC|−35|25|44.1}}
| Fornax
| 2000<ref name="Berger2001"/>
|-
| Descobertas as primeiras potenciais auroras de anãs marrons
| [[LSR J1835+3259]]<!-- Pode ser uma estrela anã ultrafria de acordo com Saur ''et al.'' 2018. -->
| M8.5
|
| [[Lyra]]
| 2015
|-
| Primeira detecção de rotação diferencial em uma anã marrom
| [[TVLM 513-46546]]
| M9
| {{RA|15|01|08.3}} {{DEC|+22|50|02}}
| Boötes
| O Equador gira mais rápido que os polos em 0.022 radianos / dia<ref>{{citar periódico |arxiv=1404.4682 |último1=Wolszczan |primeiro1=Alexander |último2=Route |primeiro2=Matthew |título=Timing Analysis of the Periodic Radio and Optical Brightness Variations of the Ultracool Dwarf, TVLM 513-46546 |periódico=The Astrophysical Journal |volume=788 |número=1 |páginas=23 |ano=2014 |doi=10.1088/0004-637X/788/1/23 |bibcode=2014ApJ...788...23W |s2cid=119114679 }}</ref>
|-
| Primeira anã marrom confirmada a ter sobrevivido à fase de [[gigante vermelha]] do primário
| [[WD 0137−349]] B<ref>{{citar periódico |título=Survival of a brown dwarf after engulfment by a red giant star |doi=10.1038/nature04987 |último1=Maxted |primeiro1=Pierre F. L. |último2=Napiwotzki |primeiro2=Ralf |último3=Dobbie |primeiro3=Paul D. |último4=Burleigh |primeiro4=Matthew R. |data=2006 |periódico=Nature |volume=442 |páginas=543–5 |pmid=16885979 |número=7102 |arxiv=astro-ph/0608054 |bibcode=2006Natur.442..543M |url=http://cds.cern.ch/record/976227 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20210427120858/http://cds.cern.ch/record/976227 |urlmorta=sim |arquivodata=2021-04-27 |tipo=Submitted manuscript |hdl=2299/1227 |s2cid=4368344 }}</ref>
| L8
| {{RA|01|39|42.847}} {{DEC|−34|42|39.32}}
| [[Sculptor]]
|
|}

=== Tabela de extremos ===
{| class="wikitable" style="text-align:center;"
|- style="background:#efefef;"
! Registro
! Nome
! Tipo espectral
! RA/Dec
! Constelação
! Notas
|-
| Mais antigo
| [[LSPM J0055+5948|LSPM J0055+5948 B]] ou [[Wolf 1130|Wolf 1130 C]]
| T8
| {{RA|00|55|58.300}} {{DEC|+59|48|02.53}}
| [[Cassiopeia (constelação)|Cassiopeia]]
| Dois dos poucos exemplos com uma boa estimativa de idade: LSPM J0055B: 10±3 [[bilhões de anos]]<ref name=":12" /><ref name=":13" />{{Break}}Wolf 1130C: >10 bilhões de anos<ref>{{citar periódico |último=Mace |primeiro=Gregory N. |último2=Mann |primeiro2=Andrew W. |último3=Skiff |primeiro3=Brian A. |último4=Sneden |primeiro4=Christopher |último5=Kirkpatrick |primeiro5=J. Davy |último6=Schneider |primeiro6=Adam C. |último7=Kidder |primeiro7=Benjamin |último8=Gosnell |primeiro8=Natalie M. |último9=Kim |primeiro9=Hwihyun |último10=Mulligan |primeiro10=Brian W. |último11=Prato |primeiro11=L. |último12=Jaffe |primeiro12=Daniel |data=2018-02-01 |título=Wolf 1130: A Nearby Triple System Containing a Cool, Ultramassive White Dwarf |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018ApJ...854..145M |periódico=The Astrophysical Journal |volume=854 |páginas=145 |doi=10.3847/1538-4357/aaa8dd |issn=0004-637X}}</ref>
|-
| Mais jovem
| 2MASS J05413280-0151272
| M8.5
| {{RA|05|41|32.801}} {{DEC|−01|51|27.20}}
| [[Orion (constelação)|Orion]]
| Um membro anã marrom da [[Nebulosa da Chama]], com cerca de 0.5 milhões de anos. Objeto de {{Massa de Júpiter|20.9|link=y}}<ref>{{citar periódico |último1=Levine |primeiro1=Joanna L. |último2=Steinhauer |primeiro2=Aaron |último3=Elston |primeiro3=Richard J. |último4=Lada |primeiro4=Elizabeth A. |data=2006-08-01 |título=Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in NGC 2024: Constraints on the Substellar Mass Function |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...646.1215L |periódico=The Astrophysical Journal |volume=646 |número=2 |páginas=1215–1229 |doi=10.1086/504964 |arxiv=astro-ph/0604315 |bibcode=2006ApJ...646.1215L |s2cid=118955538 |issn=0004-637X |citação=Table 3: FLMN_J0541328-0151271}}</ref>
|-
| Mais maciço
| SDSS J010448.46+153501.8<ref name="zhang2017">{{citar periódico |título=Primeval very low-mass stars and brown dwarfs – II. The most metal-poor substellar object |periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=468 |número=1 |páginas=261 |data=2017-06-11 |arxiv=1702.02001 |último1=Zhang |primeiro1=ZengHua |último2=Homeier |primeiro2=Derek |último3=Pinfield |primeiro3=David J. |último4=Lodieu |primeiro4=Nicolas |último5=Jones |primeiro5=Hugh R. A. |último6=Pavlenko |primeiro6=Yakiv V. |doi=10.1093/mnras/stx350|bibcode = 2017MNRAS.468..261Z |s2cid=54847595 }}</ref>
| [[Estrela subanã|usd]]L1.5
| {{RA|01|04|48.46}} {{DEC|+15|35|01.8}}
| [[Peixes (constelação)|Peixes]]
| Distância é de ~180–290 pc, a massa é ~{{Massa de Júpiter|88.5–91.7}}. Anãs marrons de transição.
|-
| Rico em metais
|
|
|
|
|
|-
| Pobre em metais
| SDSS J010448.46+153501.8<ref name="zhang2017"/>
| [[Estrela subanã|usd]]L1.5
| {{RA|01|04|48.46}} {{DEC|+15|35|01.8}}
| Peixes
| Distância é de ~180–290 pc, metalicidade é ~0.004 [[Metalicidade|Z]]<sub>[[Sol]]</sub>. Anãs marrons de transição.
|-
| Menos maciço
| [[OTS 44]]
| M9.5
| {{RA|11|10|11.5}} {{DEC|−76|32|13}}
| [[Chamaeleon]]
| Tem um intervalo de massa de {{Massa de Júpiter|11.5–15}}, a distância é de aproximadamente 550 [[anos-luz]]
|-
| Maior
|
|
|
|
|
|-
| Menor
|
|
|
|
|
|-
| Rotação mais rápida
| [[2MASS J03480772−6022270]]
| T7
| {{RA|03|48|07.72}} {{DEC|−60|22|27.1}}
| [[Reticulum]]
| Período rotacional de {{val|1.080|0.004|0.005}}<ref name="Tannock2021">{{citar periódico |título=Weather on Other Worlds. V. The Three Most Rapidly Rotating Ultra-cool Dwarfs |primeiro1=Megan E. |último1=Tannock |primeiro2=Stanimir |último2=Metchev |primeiro3=Aren |último3=Heinze |primeiro4=Paulo A. |último4=Miles-Páez |primeiro5=Jonathan |último5=Gagné |primeiro6=Adam J. |último6=Burgasser |primeiro7=Mark S. |último7=Marley |primeiro8=Dániel |último8=Apai |primeiro9=Genaro |último9=Suárez |primeiro10=Peter |último10=Plavchan|periódico=The Astronomical Journal |data=março de 2021 |volume=161 |número=5 |página=224 |doi=10.3847/1538-3881/abeb67 |arxiv=2103.01990 |bibcode=2021AJ....161..224T |s2cid=232105126 }}</ref>
|-
| Mais distante
| KMT-2016-BLG-2142 b
|
| {{RA|17|52|27.0}} {{DEC|−29|23|04}}
| [[Sagittarius]]
| (Microlente)<ref>{{citar web |título=The Extrasolar Planet Encyclopaedia — KMT-2016-BLG-2142 b |url=http://exoplanet.eu/catalog/kmt-2016-blg-2142_b/ |acessodata=2021-01-12 |website=exoplanet.eu }}</ref> tem uma distância de 5.850 a 8.020 [[parsec]]. Também poderia ser [[gigante gasoso]] maciço.
|-
| Mais próximo
| [[Luhman 16]] AB
| L7.5 + T0.5 ± 1
| {{RA|10|49|18.723}} {{DEC|−53|19|09.86}}
| [[Vela (constelação)|Vela]]
| Distância: ~6.5 anos-luz
|-
| Mais brilhante
|
|
|
|
|
|-
| Mais escura
| [[WD 0806−661|L 97-3B]]
| Y1
| {{RA|08|06|53.736}} {{DEC|−66|18|16.74}}
| [[Volans]]
| <!-- Possível objeto de massa planetária -->jmag=25.42
|-
| Mais quente
|
|
|
|
|
|-
| Mais frio
| [[WISE 0855−0714]]<ref name="NASA20140425"/>
| Y4
| {{RA|08|55|10.83}} {{DEC|−07|14|42.5}}
| [[Hydra]]
| Temperatura −48 a −13 [[°C]]
|-
| Explosão de rádio mais fria
| 2MASSI J10475385+2124234
| T6.5
| {{RA|10|47|53.85}} {{DEC|+21|24|23.4}}
| [[Leo]]
| Anã marrom de 900 K com rajadas de 2.7 mJy<ref>{{citar periódico |arxiv=1202.1287 |último1=Route |primeiro1=Matthew |último2=Wolszczan |primeiro2=Alexander |título=The Arecibo Detection of the Coolest Radio-flaring Brown Dwarf |periódico=The Astrophysical Journal |volume=2012 |número=747 |páginas=L22 |ano=2012 |doi=10.1088/2041-8205/747/2/L22 |bibcode=2012ApJ...747L..22R |s2cid=119290950 }}</ref>
|-
| Mais denso
| [[TOI-569b]]<ref>{{citar web |url=https://aasnova.org/2020/06/24/transiting-brown-dwarfs-from-tess/ |acessodata=2013-03-16 |título=Transiting Brown Dwarfs from TESS 2 |autor=Astrobites |data=24 de junho de 2020 |publicado=AAS Nova }}</ref>
|
|
|
| [[Lista de exoplanetas em trânsito|Em trânsito]], tem {{Massa de Júpiter|64.1}} com um diâmetro de 0.79 ± 0.02 vezes o de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. A densidade é de 171.3g/cm<sup>3</sup>.
|-
| Menos denso
|
|
|
|
|
|}

== Galeria ==
<gallery>
File:BrownDwarf-Illustration.jpg|Concepção artística de uma anã marrom<ref>{{citar web |primeiro1=Megan |último1=Tannock |primeiro2=Stanimir |último2=Metchev |primeiro3=Amanda |último3=Kocz |título=Caught Speeding: Clocking the Fastest-Spinning Brown Dwarfs |url=https://noirlab.edu/public/news/noirlab2114/ |publicado=NOIRLab |data=7 de abril de 2021 |acessodata=9 de abril de 2021 }}</ref>
</gallery>

== Ver também ==
* [[Fusor (astronomia)]]
* [[Deserto de anã marrom]] – Faixa teorizada de [[órbita]]s em torno de uma [[estrela]] dentro da qual as anãs marrons não podem existir como objetos companheiros
* [[Anã azul]] – Classe hipotética de estrela que se desenvolve a partir de uma [[anã vermelha]]
* [[Matéria escura]] – Forma hipotética de matéria
* [[Exoplaneta]] – [[Planeta]] fora do [[Sistema Solar]]

{{referências}}

{{Estrela}}
{{Exoplaneta}}
{{controle de autoridade}}

[[Categoria:Anãs marrons| ]]
[[Categoria:Definição de planeta]]
[[Categoria:Tipos de estrelas]]
[[Categoria:Fenómenos estelares]]
[[Categoria:Objetos subestelares]]
[[Categoria:Tipos de planetas]]