Nana bruna: differenze tra le versioni

Le '''nane brune''' sono un tipo particolare di [[oggetto celeste]], che possiedono una [[massa (fisica)|massa]] più grande di quella di un [[pianeta]], ma più piccola del 7,5-8% della [[massa solare|massa del Sole]], corrispondente a {{M|75-80||MG}} (masse gioviane), che è considerata la massa minima perché abbia luogo la [[fusione nucleare|fusione]] dell'[[Prozio (chimica)|idrogeno-1]] propria delle [[stella|stelle]]<ref name=Universetoday>{{cita web|url=http://www.universetoday.com/19237/dense-exoplanet-creates-classification-calamity/|titolo=Dense Exoplanet Creates Classification Calamity| nome=Nicholos | cognome=Wethington|editore=Universetoday.com|data=6 ottobre 2008|accesso=7 ottobre 2013}}</ref>. Il limite minimo che separa i [[giganti gassosi]] massicci e le [[Sub-nana bruna|sub-nane brune]] dalle nane brune è di circa {{M|13||MG}}, limite superato il quale avviene la fusione del [[deuterio]], mentre oltre le {{M|~65||MG}} avviene anche la fusione del [[litio]]<ref name=Universetoday/>.

Nel 1963 Shiv Kumar avanzò per primo l'ipotesi che il processo di [[formazione stellare]] potesse portare alla comparsa di oggetti che non raggiungono, a causa della loro piccola massa, la temperatura necessaria per la fusione dell'idrogeno<ref name=Kumar>{{cita pubblicazione |titolo=The Structure of Stars of Very Low Mass |autore=Shiv Kumar |rivista=Astrophysical Journal |anno=1963 |volume=137 |pp=1121-1125 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1963ApJ...137.1121K |doi=10.1086/147589 |accesso=10 ottobre 2013}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Helmholtz-Kelvin Time Scale for Stars of Very Low Mass |autore=Shiv Kumar |rivista=Astrophysical Journal |anno=1963 |volume=137 |pp=1126-1128 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1963ApJ...137.1126K |doi=10.1086/147590 |accesso=10 ottobre 2013}}</ref>. Inizialmente furono chiamati ''nane nere'', una denominazione che voleva indicare oggetti substellari scuri che fluttuano liberamente nello spazio e che avevano troppa poca massa per sostenere la fusione stabile dell'idrogeno<ref name=Kumar/>. Nomi alternativi erano ''[[planetar]]'' e ''[[Oggetto substellare|substella]]''. La denominazione di ''nana bruna'' fu proposta per la prima volta nel 1975 da [[Jill Tarter]]<ref name=Basri >{{cita web |url=http://astro.berkeley.edu/~basri/bdwarfs/SciAm-book.pdf |titolo=The discovery of Brown Dwarf |accesso= 7 ottobre 2013 |formato=PDF |autore=Gibor Basri |editore=University of California, Berkeley Astronomy Department}}</ref>.

Nonostante molteplici tentativi, gli sforzi per rilevare nane brune furono inizialmente frustranti e fallimentari. Nel 1988, tuttavia, i professori [[Eric Becklin]] e [[Ben Zuckerman]] della [[Università della California, Los Angeles|UCLA]] individuarono una debole compagna della [[nana bianca]] GD&nbsp;165, alla distanza di {{M|120||UA}} dalla principale<ref name=Becklin>{{cita pubblicazione |titolo=A low-temperature companion to a white dwarf star |autore=E. E. Becklin, |autore2=B. Zuckerman |rivista=Nature |anno=1988 |volume=336 |pp=656-658 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988Natur.336..656B |doi=10.1038/336656a0 |accesso=13 ottobre 2013}}</ref>. Lo spettro di {{TA|GD 165 B}} mostrava picchi di radiazione molto spostati verso l'infrarosso. Divenne chiaro che {{TA|GD 165 B}} era un oggetto più freddo rispetto alla [[nana rossa]] meno calda fino ad allora conosciuta, avendo una [[Temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura superficiale]] di {{M|2100||K}}<ref name=Becklin/>. Non fu subito chiaro se {{TA|GD 165 B}} fosse una stella di massa molto piccola oppure una nana bruna<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Companions to white dwarfs - Very low-mass stars and the brown dwarf candidate GD 165B |autore=B. Zuckerman, |autore2=E. E. Becklin |rivista=Astrophysical Journal |anno=1992 |volume=386 |pp=260-264 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1992ApJ...386..260Z&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/171012 |accesso=13 ottobre 2013}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The unique spectrum of the brown dwarf candidate GD 165B and comparison to the spectra of other low-luminosity objects |autore=J. D. Kirkpatrick;|autore2= T. J. Henry, |autore3=J. Liebert |rivista=Astrophysical Journal |anno=1993 |volume=406 |numero=2 |pp=701-707 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ...406..701K&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/172480 |accesso=13 ottobre 2013}}</ref>. Successivamente si scoprì che, benché la massa di {{TA|GD 165 B}} sia vicina a quella di transizione fra le nane brune e le stelle, essa è probabilmente una nana bruna<ref>{{cita pubblicazione |titolo=An Improved Optical Spectrum and New Model FITS of the Likely Brown Dwarf GD 165B |autore=J. D. Kirkpatrick ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=1999 |volume=519 |numero=2 |pp=834-843 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1999ApJ...519..834K&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/307380 |accesso=21 ottobre 2013}}</ref>.

Per alcuni anni {{TA|GD 165 B}} è rimasto l'unico oggetto scoperto aventi le sue peculiari caratteristiche. Nel 1995 tuttavia venne identificato un oggetto le cui proprietà permettevano di classificarlo senza dubbio come una nana bruna. Si trattava di [[Teide 1]], la cui scoperta fu annunciata da un articolo pubblicato sulla rivista ''[[Nature]]'' il 14 settembre 1995<ref name=Rebolo>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster |autore=R. Rebolo, |autore2=M. R. Zapatero Osorio, |autore3=E. L. Martín |rivista=Nature |anno=1995 |volume=377 |numero= 6545 |pp=129-131 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/1995Natur.377..129R |doi=10.1038/377129a0 |accesso=21 ottobre 2013}}</ref>. Questo oggetto fu osservato nell'[[Ammasso aperto|ammasso]] delle [[Pleiadi (astronomia)|Pleiadi]] nel gennaio 1994 tramite le immagini raccolte da un team dell'[[Instituto de Astrofísica de Canarias]], che utilizzò un telescopio di 80&nbsp;cm; successivamente, il suo spettro fu rilevato tramite il [[William Herschel Telescope]] di 4,2&nbsp;m situato a [[Roque de los Muchachos]] ([[Las Palmas de Gran Canaria|Las Palmas]])<ref name=Rebolo/>. Nel novembre 1995 Teide&nbsp;1 fu poi osservata tramite i [[Telescopi Keck]] situati nelle isole [[Hawaii]]<ref name=Rebolo1>{{cita pubblicazione |titolo=Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster Confirmed by the Lithium Test |autore=R. Rebolo ''et al.''|etal=si |rivista=Astrophysical Journal Letters |anno=1996 |volume=469 |pp=L53-L56 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...469L..53R |doi=10.1086/310263 |accesso=22 ottobre 2013}}</ref>. Lo spettro ricavato tramite questo telescopio e il fatto che la distanza e l'età delle Pleiadi siano conosciuti ha permesso di determinare che la massa di Teide&nbsp;1 è di circa 55&nbsp;M_J, ben al di sotto del limite che divide le stelle dalle nane brune. Inoltre, nello spettro dell'oggetto è stata identificata la linea a {{M|670,8|n|m}} del litio, indice del fatto che all'interno del suo nucleo non sono avvenute [[Fusione nucleare|reazioni termonucleari]] di fusione dell'idrogeno. La temperatura superficiale di Teide&nbsp;1 si aggira intorno ai 2600&nbsp;K<ref name=Rebolo1/>. Nel 1999, con l'avvento del [[Two Micron All-Sky Survey|2MASS]], il team guidato da [[J. Davy Kirkpatrick]] scoprì diversi altri oggetti aventi caratteristiche simili a quelle di {{TA|GD 165 B}} e di Teide&nbsp;1, che vennero raccolti in una nuova classe spettrale, avente la sigla "L"<ref name=Kirkpatrick>{{cita pubblicazione |titolo=Dwarfs Cooler than ``M'': The Definition of Spectral Type ``L'' Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS) |autore=J. D. Kirkpatrick ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=1999 |volume=519 |numero=2 |pp=802-833 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1999ApJ...519..802K&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/307414 |accesso=21 ottobre 2013}}</ref>.

Nel frattempo però era stato osservato un oggetto con una temperatura superficiale ancora minore di quella di {{TA|GD 165 B}} e di Teide&nbsp;1: si trattava di [[Gliese 229 B]], la cui scoperta fu annunciata il 1º dicembre 1995 tramite un articolo pubblicato sulla rivista ''[[Science]]''<ref name=Oppenheimer >{{cita pubblicazione |titolo=Infrared Spectrum of the Cool Brown Dwarf Gl 229B |autore=B. R. Oppenheimer ''et al.''|etal=si |rivista=Science |anno=1995 |volume=270 |numero= 5241 |pp=1478-1479|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1995Sci...270.1478O&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1126/science.270.5241.1478 |accesso=21 ottobre 2013}}</ref>. {{TA|Gliese 229 B}} è la compagna della nana rossa [[Gliese 229|Gliese 229 A]] e presenta [[Linea spettrale|linee di assorbimento]] del [[metano]] a 2&nbsp;[[Micrometro (unità di misura)|μm]], il che implica una temperatura superficiale inferiore a 1300&nbsp;K. La linea del metano era fino ad allora stata osservata solo nell'atmosfera di [[Gigante gassoso|pianeti giganti gassosi]] e nell'atmosfera di una delle [[Satellite naturale|lune]] di [[Saturno (astronomia)|Saturno]], [[Titano (astronomia)|Titano]]. La comparsa di tale linea non è dunque prevista alle temperature delle stelle di [[sequenza principale]]. Inoltre ci sono indicazioni della presenza di [[vapore acqueo]] nell'[[atmosfera]] di {{TA|Gliese 229 B}}<ref name=Oppenheimer/>. Poiché la nana bruna ha una grande separazione dalla primaria, la sua orbita non è stata ancora definita e quindi la sua massa è tuttora incerta. Essa comunque dovrebbe essere compresa fra 30 e 55&nbsp;M_J<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Atmospheric, Evolutionary, and Spectral Models of the Brown Dwarf Gliese 229 B |autore=M. S. Marley ''et al.''|etal=si |rivista=Science |anno=1996 |volume=272 |numero=5270 |pp=1919-1921 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1996Sci...272.1919M&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1126/science.272.5270.1919 |accesso=28 ottobre 2013}}</ref>. {{TA|Gliese 229 B}} è considerata il prototipo delle nane brune di classe spettrale T, aventi temperatura superficiale minore di quelle di classe L.<ref name=Kirkpatrick/><ref>{{cita pubblicazione |titolo=New Spectral Types L and T |autore= J. Davy Kirkpatrick|rivista= Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics |anno=2005 |volume=43 |numero=1 |pp=195–246|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ARA&A..43..195K |doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134017 |accesso=28 ottobre 2013}}</ref>

Dopo queste prime scoperte, le identificazioni di nane brune si sono moltiplicate. Alla fine del 2012 erano conosciute 1812 nane brune<ref name="DwarfArchives">{{cita web |url=http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/ARCHIVE/index.shtml |titolo=DwarfArchives.org: Photometry, spectroscopy, and astrometry of M, L, and T dwarfs |accesso= 28 ottobre 2013 |editore=caltech.edu |autore=C. Gelino, |autore2=J. D. Kirkpatrick, |autore3=A. Burgasser }}</ref>. Alcune di esse sono relativamente vicine alla Terra come la coppia {{STL|Epsilon|Ind}} Ba e Bb, due nane brune gravitazionalmente legate fra loro orbitanti intorno a una stella distante 12&nbsp;anni luce dal sistema solare<ref name="simbad">{{Cita web | titolo=SIMBAD Query Result: eps Ind B -- Brown Dwarf | editore=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]] |sito=[[SIMBAD]] | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=Epsilon+Indi+B&submit=SIMBAD+search | accesso=29 ottobre 2013}}</ref>, o come [[WISE 1049-5319]], un sistema binario di nane brune distante 6,5&nbsp;anni luce<ref name="PennState"/>.

La classe L è stata chiamata così perché la lettera ''L'' è alfabeticamente la più vicina alla ''M'' tra le lettere non ancora utilizzate nella [[classificazione stellare]]. La lettera ''N'' è infatti già utilizzata per alcune [[Stella al carbonio|stelle al carbonio]]<ref name=Kirkpatrick/>. È bene precisare che ''L'' non sta però per "[[litio]]" in quanto molti degli oggetti di classe L non esibiscono le righe di questo elemento nei loro spettri. Hanno temperature superficiali comprese fra 2&nbsp;200 e {{M|1200||K}}<ref name=Reid/>, si presentano di colore rosso chiaro fino ad un rosso intenso ed emettono la maggior parte della loro radiazione nell'[[Radiazione infrarossa|infrarosso]]. Nei loro spettri sono dominanti le molecole e i metalli neutri, in particolare gli [[Idruro|idruri]] (FeH, CrH, MgH, CaH) e i [[metalli alcalini]] ([[Sodio|Na]] I, [[potassio|K]] I, [[Cesio (elemento chimico)|Cs]] I, [[Rubidio|Rb]] I)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=New Spectral Types L and T |autore= J. Davy Kirkpatrick|rivista= Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics |anno=2005 |volume=43 |numero=1 |pp=195–246|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ARA&A..43..195K |doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134017 |accesso=2 febbraio 2012}}</ref><ref name="kirk_ARAA">{{cita pubblicazione |titolo=Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-μ ALL-SKY Survey (2MASS) |autore=J. Davy Kirkpatrick et al.|etal=si |rivista=Astrophysical Journal |anno=1999 |volume=519 |numero=2 |pp=802–833|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...519..802K |doi=10.1086/307414 |accesso=2 febbraio 2012}}</ref>. Non sono invece presenti l'ossido di titanio (TiO) e l'ossido di vanadio (VO), che invece caratterizzano gli spettri delle stelle di tipo M meno calde. Anche la classe L, come le altre classi spettrali, è stata suddivisa in 10 sottoclassi, da L0 a L9, aventi temperature superficiali decrescenti: un oggetto è assegnato a una di queste classi sulla base delle caratteristiche delle proprie linee spettrali<ref name="kirk_ARAA"/>.

:''Esempi:'' {{STL|VW|Hyi}}, la binaria [[2MASSW J0746425+2000321]], la cui componente A è una piccola stella di classe L e la componente B una nana bruna di classe L<ref>{{cita web |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/51/image/a Ultra-cool |titolo= Diminutive Star Weighs In |editore=HubbleSite |accesso=19 novembre 2013 |data=15 giugno 2004 }}</ref>, [[LSR 1610-0040]] (subnana)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=LSR 1610-0040: The First Early-Type L Subdwarf |autore=Sébastien Lépine, |autore2=Michael Rich, |autore3=Michael Shara |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2003 |volume=591 |numero=1 |pp=L49-L52 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2003ApJ...591L..49L |doi=10.1086/377069 |accesso=19 novembre 2013}}</ref>.

La classe T raccoglie oggetti con temperature superficiali comprese fra 700 e {{M|1300||K}}<ref name=Burgasser2002>{{cita pubblicazione |titolo=The Spectra of T Dwarfs. I. Near-Infrared Data and Spectral Classification |autore=A. Burgasser ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2002 |volume=564 |numero=1 |pp=421-451 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002ApJ...564..421B&db_key=AST&high=3fbadb605a21766 |doi=10.1086/324033 |accesso=25 novembre 2013}}</ref>. Essi sono di colore rosso intenso fino ad un rosso scuro, quasi cupo, ed emettono gran parte della loro radiazione nell'infrarosso, risultando quindi molto deboli nella banda del visibile. I loro spettri sono dominati dalle linee di assorbimento H e K del [[metano]] (CH₄), che sono invece assenti nelle nane di tipo L. Tali linee sono presenti anche negli spettri del [[Gigante gassoso|pianeti giganti]] del [[sistema solare]] e in quello di [[Titano (astronomia)|Titano]]. Le linee del [[monossido di carbonio]] sono presenti nelle prime sottoclassi del tipo T, ma scompaiono nelle classi successive alla T4. Sono invece assenti gli idruri (FeH, CrH), che caratterizzano invece gli oggetti di tipo L, mentre sono ancora osservabili i metalli alcalini (K I, Na I), sebbene questi comincino a scomparire intorno alle sottoclassi T7-T8<ref name=Burgasser2002/><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Toward Spectral Classification of L and T Dwarfs: Infrared and Optical Spectroscopy and Analysis |autore=T. R. Geballe ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2002 |volume=564 |numero=1 |pp=466-481 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2002ApJ...564..466G |doi=10.1086/324078 |accesso=27 novembre 2013}}</ref>. Un'ulteriore caratteristica degli oggetti di classe T consiste nella condensazione dei grani di polvere presenti nelle atmosfere delle nane di classe L, che in tal modo precipitano nelle zone più interne del corpo celeste. Di conseguenza, le loro atmosfere, a differenza di quelle delle nane di classe L, sono relativamente libere da grani di polvere e pertanto più facilmente studiabili<ref name=Burgasser2002/>.

:''Esempi:'' [[SIMP 0136]] (la nana di classe T più luminosa scoperta nell'[[Emisfero celeste|emisfero boreale]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of the Brightest T Dwarf in the Northern Hemisphere |autore=Étienne Artigau ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2006 |volume=651 |numero=1 |pp=L57–L60|url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2006ApJ...651L..57A |doi=10.1086/509146 |accesso=27 novembre 2013}}</ref>), {{STL|Epsilon |Indi}} Ba e Bb.

Il miglioramento delle tecniche osservazionali ha permesso di osservare oggetti a temperature via via più basse. Negli anni 2008 e 2009 sono state osservate nane brune con temperature comprese fra 500 e 600&nbsp;K<ref name=Burningham>{{cita pubblicazione |titolo=Exploring the substellar temperature regime down to ~550K |autore=Ben Burningham ''et al.''|etal=si |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2008 |volume=391 |numero=1 |pp=320-333 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.391..320B |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x |accesso=29 novembre 2013}}</ref><ref name=Leggett>{{cita pubblicazione |titolo=The Physical Properties of Four ~600 K T Dwarfs |autore=S. K. Leggett ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2009 |volume=695 |numero=2 |pp=1517-1526 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...695.1517L |doi=10.1088/0004-637X/695/2/1517 |accesso=29 novembre 2013}}</ref>. Esse furono assegnate alla classe T9. Tuttavia gli spettri di questi corpi celesti presentavano linee di assorbimento intorno ai 1550&nbsp;[[Nanometro|nm]]<ref name=Leggett/>. Delorme ''et al.'' (2008) suggerirono che esse erano attribuibili alla presenza di [[ammoniaca]]; poiché tale composto non era osservabile negli spettri di tipo T, questi studiosi ipotizzarono che esso indicasse la transizione dal tipo T a una nuova classe spettrale, cui assegnarono la lettera ''Y''. Raccolsero di conseguenza le nane osservate, aventi questa caratteristica, nella classe Y0<ref>{{cita pubblicazione |titolo=CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the T-Y brown dwarf transition? |autore=Delorme ''et al.''|etal=si |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2008 |volume=482 |numero=3 |pp=961-971 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A&A...482..961D |doi=10.1051/0004-6361:20079317 |accesso=29 novembre 2013}}</ref>. Cionondimeno, la linea dell'ammoniaca è difficilmente distinguibile da quelle dell'[[acqua]] e del metano<ref name=Leggett/>; pertanto altri autori reputarono l'assegnazione alla classe Y0 come prematura<ref name=Burningham/>.

Ultracool Field Brown Dwarf Candidates Selected at 4.5 µm |autore=P. Eisenhardt ''et al.''|etal=si |rivista=The Astronomical Journal |anno=2010 |volume=139 |numero=6 |pp=2455-2464 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010AJ....139.2455E |doi=10.1088/0004-6256/139/6/2455 |accesso=2 dicembre 2013}}</ref>. Nel febbraio 2011 Luhman ''et al.'' diedero notizia della scoperta di un oggetto di massa {{M|7||MG}}, in orbita intorno a una nana bianca, la cui temperatura superficiale è di {{M|~300||K}}<ref name=Luhman2011>{{cita pubblicazione |cognome=Luhman|nome=K. L.|coautoriautore2=A. J. Burgasser, |autore3=J. J. Bochanski |titolo=Discovery of a Candidate for the Coolest Known Brown Dwarf |rivista=The Astrophysical Journal Letters|anno=2011|volume=730|numero=1|pp=L9|doi=10.1088/2041-8205/730/1/L9|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...730L...9L|accesso=2 dicembre 2013 }}</ref>. Benché abbia una massa "planetaria", Rodriguez ''et al.'' (2011) hanno sostenuto che è improbabile che l'oggetto si sia formato nel modo in cui si formano i pianeti<ref name=Rodriguez2011>{{cita pubblicazione|cognome=Rodriguez|nome=David R.|coautoriautore2=B-. Zuckerman, B., C.|autore3=Carl Melis, I.|autore4=Inseok Song|titolo=The Ultra Cool Brown Dwarf Companion of WD 0806-661B: Age, Mass, and Formation Mechanism|rivista=The Astrophysical Journal|anno=2011|volume=732|numero=2|paginap=L29|doi=10.1088/2041-8205/732/2/L29|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1103.3544|accesso=2 dicembre 2013 }}</ref>. Nello stesso mese, Liu ''et al.'' osservarono una nana bruna avente una temperatura superficiale di ~300&nbsp;K in orbita intorno a un'altra nana bruna di piccola massa<ref>{{cita pubblicazione |titolo=CFBDSIR J1458+1013B: A Very Cold (>T10) Brown Dwarf in a Binary System |autore=M. C. Liu ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2011 |volume=740 |numero=2 |pp=id. 108 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2011ApJ...740..108L |doi=10.1088/0004-637X/740/2/108 |accesso=2 dicembre 2013}}</ref>.

Nel 2013 erano 15 gli oggetti classificati come nane brune di classe Y<ref name="DwarfArchives"/>. La definizione di tale classe era ancora incerta sebbene esistessero dei tentativi di modellare gli oggetti ad essa appartenenti<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The possibility of detection of ultracool dwarfs with the UKIRT Infrared Deep Sky Survey |autore=N. R. Deacon, |autore2=N. C. Hambly |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2006 |volume=371 |numero=4 |pp=1722-1730 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006MNRAS.371.1722D |doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x |accesso=2 dicembre 2013}}</ref>. La sparizione delle linee dei metalli alcalini e la presenza di ammoniaca nello spettro di un oggetto erano considerati come due possibili indizi della loro appartenenza alla classe Y<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Discovery of Y Dwarfs using Data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) |autore=M. C. Cushing ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2011 |volume=743 |numero=1 |pp=id. 50 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...743...50C |doi=10.1088/0004-637X/743/1/50 |accesso=3 dicembre 2013}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Further Defining Spectral Type "Y" and Exploring the Low-mass End of the Field Brown Dwarf Mass Function |autore=D. J. Kirkpatrick ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2012 |volume=753 |numero=2 |pp=id. 156 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...753..156K |doi=10.1088/0004-637X/753/2/156 |accesso=3 dicembre 2013}}</ref>.

Fra le nane brune scoperte di classe Y [[WISE 1828+2650]], osservata per la prima volta nel 2011, si è rivelata particolarmente fredda. Non emette alcuna radiazione nella banda del visibile e la sua temperatura superficiale fu stimata essere inferiore ai {{M|300||K}} (cioè inferiore a {{M|27||°C}})<ref name=Morse>{{cita news|cognome=Morse|nome=Jon|titolo=Discovered: Stars as Cool as the Human Body|url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/|accesso=3 dicembre 2013 |data=24 agosto 2011}}</ref>. Stime successive della sua temperatura atmosferica la pongono nell'intervallo fra 240 e 400&nbsp;K (cioè fra −23 e +127&nbsp;°C)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Coldest Brown Dwarf (or Free-floating Planet)?: The Y Dwarf WISE 1828+2650 |autore=C. Beichman ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2012 |volume=764 |numero=1 |pp=id. 101 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...764..101B |doi=10.1088/0004-637X/764/1/101 |accesso=3 dicembre 2013}}</ref>. Nel 2014 è stata scoperta una [[sub-nana bruna]] di classe Y a 7,2 a.l. dalla Terra, [[WISE 0855−0714]]. Con una temperatura compresa tra i −48 e i −13&nbsp;°C, si tratta della più fredda nana bruna scoperta, inoltre la sua distanza la colloca al quarto posto tra gli oggetti extrasolari più vicini alla Terra<ref name="Luhman">{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun |url=http://arxiv.org/abs/1404.6501 |rivista=[[The Astrophysical Journal Letters]] |autore==K. L. Luhman |volume=786 |numero=2 |pp=L18 |data =21 aprile 2014 |doi=10.1088/2041-8205/786/2/L18}}{{arxiv|1404.6501}}</ref>.

Non è ancora del tutto chiaro quale sia l'esatto meccanismo con cui le nane brune si formano. Sono stati proposti cinque diversi scenari, non mutualmente esclusivi<ref name=Whitworth>{{cita libro | url_capitolo = http://gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/ppv_preprints/sec5-6.pdf | titolo = Protostars and Planets V | curatore= B. Reipurth, |curatore2=D. Jewitt, |curatore3=K. Keil | accesso = 24 gennaio 2014 | editore = University of Arizona Press | città = Tucson | anno = 2007 | capitolo= The Formation of Brown Dwarfs: Theory | pp = 459-476 | autore = A. Whitworth | etal = s | ISBN = 978-0-8165-2654-3}}</ref>:

* potrebbero essere il frutto della frammentazione di nuclei protostellari di grande massa, che, essendo instabili, si dividerebbero in due o più nuclei di dimensioni più piccole. Alcuni di questi nuclei potrebbero avere dimensioni troppo modeste per innescare la fusione dell'idrogeno<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Protostellar fragmentation in a power-law density distribution |autore=A. Burkert, |autore2=M. R. Bate, |autore3=P. Bodenheimer |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=1997 |volume=289 |numero=3 |pp=497-504 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.289..497B |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.

* potrebbero iniziare la loro esistenza come pianeti di grande massa all'interno di dischi protoplanetari e poi venire espulse in una fase successiva di sviluppo del sistema in seguito alla frammentazione del disco<ref>{{cita conferenza |titolo=The formation of brown dwarfs |autore=A. Whitworth ''et al.''|etal=si |conferenza=Star clusters: basic galactic building blocks throughout time and space, IAU Symposium 266, 10-12 agosto 2009, Rio de Janeiro, Brasile |anno=2010 |editore=Cambridge University Press |città=Cambridge |paginepp=264-271 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010IAUS..266..264W |doi=10.1017/S174392130999113X |isbn=978-0-521-76484-1 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.

* potrebbero iniziare la loro esistenza come nuclei di future normali stelle all'interno di dischi di accrescimento, ma essere in seguito espulse e separate dal disco stesso prima di raggiungere le condizioni atte a innescare la fusione termonucleare<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Stellar, brown dwarf and multiple star properties from a radiation hydrodynamical simulation of star cluster formation |autore=M. R. Bate |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2012 |volume=419 |numero=4 |pp=3115-3146 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012MNRAS.419.3115B |doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19955.x |accesso=26 gennaio 2014}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Brown dwarf formation by binary disruption |autore=S. Goodwin, |autore2=A. Whitworth |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2007 |volume=466 |numero=3 |pp=943-948 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A%26A...466..943G |doi=10.1051/0004-6361:20066745 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.

* potrebbero iniziare la loro esistenza come normali nuclei di dischi di accrescimento protostellari all'interno di grandi [[Associazione OB|associazioni OB]]. Le [[radiazioni ionizzanti]] di una o più stelle O o B vicine, tuttavia, potrebbero erodere i dischi prima che l'oggetto centrale possa accumulare massa sufficiente per innescare la fusione dell'idrogeno<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The formation of free-floating brown dwarves and planetary-mass objects by photo-erosion of prestellar cores |autore=A. P. Whitworth, |autore2=H. Zinnecker |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2004 |volume=427 |pp=299-306 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...427..299W |doi=10.1051/0004-6361:20041131 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.

Prove indirette e dirette di dischi di accrescimento intorno a nane brune giovani sono state raccolte tramite numerose osservazioni<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Spitzer Identification of the Least Massive Known Brown Dwarf with a Circumstellar Disk |autore=K. L. Luhman ''et al.''|etal=si |rivista=Astrophysical Journal |anno=2005 |volume=620 |numero=1 |pp=L51-L54 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...620L..51L |doi=10.1086/428613 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk |autore=L. Adame ''et al.''|etal=si|rivista= Astrophysical Journal |anno=2005 |volume=635 |numero=1 |pp=L93-L96|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...635L..93L |doi=10.1086/498868 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>. La scoperta di tali dischi di accrescimento può gettare nuova luce sia sui processi di formazione delle nane brune, sia sull'esistenza di possibili pianeti intorno ad esse.

Come le stelle di massa più piccola (M<0,4&nbsp;M_☉), le nane brune hanno interni totalmente [[Convezione|convettivi]]: ciò significa che il trasporto dell'[[energia]] dal nucleo agli strati atmosferici avviene esclusivamente tramite moti convettivi<ref>{{cita conferenza |autore=S. Mohanty |coautoriautore2=I. Baraffe, |autore3=G. Chabrier |titolo=Convection in Brown Dwarfs | conferenza=Convection in Astrophysics, 21-25 agosto 2006, Praga, Repubblica Ceca |editore=Cambridge University Press |anno=2007 |città=Cambridge |url=http://books.google.it/books?id=8YElKoLJSXMC&pg=PA198&lpg=PA198&dq=brown+dwarf+fully+convective+interior&source=bl&ots=8FzWba37Zm&sig=0zhtB9cyuLExPdvfQbd4gwH_6sw&hl=it&sa=X&ei=4cjnUsTFNcb_ygOT7ICQBA&ved=0CGYQ6AEwCw#v=onepage&q=brown%20dwarf%20fully%20convective%20interior&f=false |accesso=28 gennaio 2014 |isbn=0-521-86349-X |paginepp=197-204 }}</ref>. Tuttavia, nelle nane brune più vecchie, la temperatura delle zone interne dell'astro scende in modo sufficiente da permettere la creazione di un nucleo [[Conduzione termica|conduttivo]]<ref name=Chabrier>{{cita pubblicazione |titolo=Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects |autore=G. Chabrier, |autore2=I. Baraffe |rivista=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |anno=2000 |volume=38 |pp=337-377 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ARA%26A..38..337C |doi=10.1146/annurev.astro.38.1.337 |accesso=26 gennaio 2014}}</ref>.

La nana bruna [[LP 944-020]], distante 16&nbsp;[[anno luce|anni luce]] dal Sole, è stata osservata nel 1999 dal [[telescopio spaziale]] [[Chandra X-ray Observatory|Chandra]] per rilevare eventuali emissioni di raggi X. Per le prime nove ore di osservazione non fu rilevata alcuna emissione, ma a quel punto di ebbe un brillamento, che decadde progressivamente nelle due ore seguenti. L'assenza di raggi X nel periodo di quiescenza dimostrò l'assenza di una [[Corona solare|corona]] intorno al corpo celeste, suggerendo che le corone non si formano più intorno ad astri aventi una temperatura superficiale di {{M|2500||K}} come LP 944-020<ref>{{cita web |url=http://chandra.harvard.edu/press/00_releases/press_071100.html |titolo=Chandra Captures Flare From Brown Dwarf |accesso=6 febbraio 2014 |autore=D. Beasley, |autore2=S. Roy, |autore3=W. Tucker |sito=Chandra X-Ray Observatory |data=11 luglio 2000 }}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Chandra Detection of an X-Ray Flare from the Brown Dwarf LP 944-20 |autore=R. E. Rutledge ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2000 |volume=538 |numero=2 |pp=L141-L144 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...538L.141R |doi= 10.1086/312817 |accesso=6 febbraio 2014}}</ref>.

Tuttavia, le nane brune possono sviluppare corone nelle prime fasi della loro esistenza (fino a 10-100&nbsp;milioni di anni dalla loro nascita), quando sono ancora sufficientemente calde e la loro temperatura è sostenuta dalla fusione del deuterio. Nel 2001 la nana bruna TWA 5B, distante {{M|55||pc}} dal Sole, è stata osservata da Chandra. Essa orbita intorno alla [[stella pre-sequenza principale]] TWA 5A, la cui età è stimata intorno a 12&nbsp;milioni di anni. Chandra rilevò un flusso stabile di raggi X dalla nana bruna, la cui provenienza si deve ricercare in una corona avente temperatura di circa 3&nbsp;milioni di K<ref name=Tsuboi>{{cita pubblicazione |titolo=Coronal X-Ray Emission from an Intermediate-Age Brown Dwarf |autore=Y. Tsuboi ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2003 |volume=587 |numero=1 |pp=L51-L54 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...587L..51T |doi=10.1086/375017 |accesso=6 febbraio 2014}}</ref>. Si presume che tali corone scompaiano dopo alcuni milioni di anni dalla nascita della nana bruna, a causa del progressivo raffreddamento del corpo celeste; ciò interrompe il flusso stabile di raggi&nbsp;X, ma per diverse centinaia di milioni di anni possano ugualmente presentarsi brillamenti di raggi&nbsp;X, come avviene in LP 944-020, causati dalla combinazione dei moti convettivi e del moto di rotazione dell'astro<ref name=Tsuboi/>.

Nel 2011 la nana bruna 2MASS J22282889-431026 è stata osservata contemporaneamente dai telescopi spaziali [[Telescopio spaziale Hubble|Hubble]] e [[Telescopio spaziale Spitzer|Spitzer]]. Si tratta di una nana bruna di classe spettrale T6,5 distante {{M|10,6||pc}}, avente una temperatura superficiale di {{M|900||K}}. Sono state rivelate variazioni nella maggior parte delle frequenze dell'infrarosso aventi un periodo di 1,4&nbsp;ore. Benché il periodo fosse lo stesso e la [[curva di luce]] la medesima, le variazioni erano sfasate fra loro alle diverse lunghezze d'onda<ref name=HubbleSite >{{cita web |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/star/brown-dwarf/2013/02/ |titolo=NASA Space Telescopes See Weather Patterns in Brown Dwarf |accesso=7 febbraio 2014 |autore= |sito=HubbleSite }}</ref><ref name=Buenzli>{{cita pubblicazione |autore=E. Buenzli ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal Letters |anno=2012 |volume=760 |numero=2 |pp=id L31|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...760L..31B |titolo = Vertical Atmospheric Structure in a Variable Brown Dwarf: Pressure-dependent Phase Shifts in Simultaneous Hubble Space Telescope-Spitzer Light Curves|doi=10.1088/2041-8205/760/2/L31 |accesso=7 febbraio 2014}}</ref>.

Le variazioni sono state interpretate come dovute alla presenza di grandi nubi nell'atmosfera della nana bruna, delle dimensioni di un pianeta, che schermano la radiazione proveniente dal corpo celeste. Questo, ruotando con un periodo di 1,4&nbsp;ore, espone periodicamente la parte interessata dalle nubi e ciò riduce sua luminosità. La sfasatura dei periodi di variazione alle diverse lunghezze d'onda è probabilmente determinata dalla presenza di nubi di estensione e conformazione differente a diverse profondità atmosferiche<ref name=HubbleSite /><ref name=Buenzli />. Ciò suggerisce che la meteorologia delle nane brune sufficientemente fredde da permettere la formazioni di nubi opache sia particolarmente movimentata, comparabile a quella di Giove, ma con fenomeni probabilmente più intensi<ref>{{cita news|autore=Tanya Lewis |url=http://www.space.com/24192-stormy-weather-brown-dwarfs-aas223.html |titolo=Storms on 'Failed Stars' Rain Molten Iron |pubblicazione=Space.com|data=7 gennaio 2014|accesso=9 febbraio 2014|lingua=en}}</ref>.

* Il [[litio]] è generalmente presente nelle nane brune ma non nelle stelle di piccola massa. Le stelle data la loro alta temperatura interna necessaria per fondere l'idrogeno consumano rapidamente il litio. Ciò avviene quando il [[Isotopi del litio#Litio-7|litio-7]] e un [[protone]] collidono fra loro, producendo due atomi di [[elio-4]]. La temperatura necessaria per questa reazione è appena inferiore a quella necessaria per la fusione dell'idrogeno. Essendo le stelle di piccola massa totalmente convettive, esse rimescolano gli elementi presenti nell'intero volume della stella e quindi l'assenza delle linee spettrali del litio testimonia l'assenza di litio in ogni parte della stella. Le stelle di massa media, come il Sole, essendo convettive solo negli strati superficiali, possono mantenere il litio in tali strati, dove non vengono raggiunte, a differenza di quanto avviene nel nucleo, temperature sufficienti per consumarlo. Tuttavia queste stelle sono facilmente distinguibili dalle nane brune vista la loro classe spettrale<ref>{{cita conferenza |autore=R. Rebolo |coautoriautore2= E. L. Martin, |autore3=A. Magazzu |titolo=A search for lithium in brown dwarf candidates | conferenza=137th IAU Colloquium, Università di Vienna, Austria, 13-18 aprile 1992 |editore=Astronomical Society of the Pacific |anno=1993 |città=San Francisco |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ASPC...40..171R |accesso=8 febbraio 2014 |isbn=978-0-937707-59-3 }}</ref>. Questo test ha tuttavia due difetti: le stelle molto giovani non hanno avuto ancora il tempo di bruciare tutto il litio e quindi sono indistinguibili dalle nane brune secondo questo test; inoltre le nane brune aventi massa maggiore di {{M|60||MG}} sviluppano temperature sufficienti per consumare il litio, ma insufficienti per innescare reazioni di fusione nucleare stabili<ref name=Basriobservation>{{cita pubblicazione |titolo=Observations of Brown Dwarfs |autore=G. Basri |rivista=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |anno=2000 |numero=38 |pp=485-519 |url=http://astro.berkeley.edu/~basri/bdwarfs/araa.pdf |doi=10.1146/annurev.astro.38.1.485 |accesso=8 febbraio 2014}}</ref>.

Sono diverse le caratteristiche che accomunano le nane brune ai pianeti giganti: come si è detto, esse hanno più o meno il loro stesso [[raggio (astronomia)|raggio]], essendo il loro volume governato principalmente dalla pressione degli elettroni degenerati, che diventa dominante in corpi aventi una massa superiore a 2-5&nbsp;M_J<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Planetesimals to Brown Dwarfs: What is a Planet?|anno=2006|pp=193–216|autore=G. Basri|volume=34|coautoriautore2=M. E. Brown|doi=10.1146/annurev.earth.34.031405.125058|rivista=Annual Review of Earth and Planetary Sciences |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AREPS..34..193B |accesso=9 febbraio 2014 }}</ref>. Inoltre, come nei pianeti, nelle nane brune non avviene la fusione dell'idrogeno. Di conseguenza, è spesso difficile distinguerle dai pianeti. Ci sono tuttavia dei metodi per distinguere una nana bruna da un pianeta.

* Attualmente, l'[[Unione Astronomica Internazionale]] annovera fra le condizioni necessarie per essere un pianeta quella di avere una massa inferiore a quella sufficiente per innescare reazioni di fusione nucleare di qualunque tipo, compresa quella del deuterio. Tale limite viene fissato in 13&nbsp;M_J<ref name=Boss>{{cita conferenza |autore=A. P. Boss |etal=s |titolo=Working Group on Extrasolar Planets | conferenza=Proceedings of the International Astronomical Union |editore= International Astronomical Union |anno=2007 |url=http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract?fromPage=online&aid=737068&fulltextType=RA&fileId=S1743921306004509 |accesso=9 febbraio 2014 |doi=10.1017/S1743921306004509 }}</ref>. Quindi la massa costituisce il criterio fondamentale per distinguere i pianeti dalle nane brune: è necessario che un corpo possieda una massa di almeno 13&nbsp;M_J per essere classificato come una nana bruna. Tuttavia, il limite delle 13&nbsp;M_J deve essere inteso più come una indicazione convenzionale che come una vera misura empirica. Infatti, molti corpi celesti con una massa vicina a questo limite bruciano solo una frazione del deuterio in essi contenuta. Quindi, per una definizione più precisa sarebbe necessario indicare la frazione di deuterio che è necessario che un corpo celeste bruci perché possa essere considerato una nana bruna. Inoltre, la frazione del deuterio bruciata dipende anche da fattori diversi dalla massa: in generale è possibile affermare che quanto più nel corpo celeste vi è abbondanza di deuterio, vi è abbondanza di elio e vi è una abbondanza di [[Metallicità|metalli]], tanto più sarà alta la frazione di deuterio bruciata, a parità di massa<ref name=Spiegel>{{cita pubblicazione |titolo=The Deuterium-burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets |autore=D. S. Spiegel, |autore2=A. Burrows, |autore3=J. A. Milsom |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2011 |volume=727 |numero=1 |pp=id. 57 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...727...57S |doi=10.1088/0004-637X/727/1/57 |accesso=9 febbraio 2014}}</ref>. Ad esempio, un oggetto di 11&nbsp;M_J e di metallicità tripla rispetto a quella solare brucerà il 10% del suo deuterio, mentre un oggetto di 16,3&nbsp;M_J in cui siano assenti metalli brucerà il 90% del suo deuterio<ref name=Spiegel/>. Non è chiaro se oggetti come questi debbano essere classificati come pianeti o come nane brune. Un ulteriore problema riguarda gli oggetti che non raggiungono una massa necessaria per innescare qualunque tipo di fusione nucleare (cioè, convenzionalmente, aventi massa inferiore a 13&nbsp;M_J), ma che non orbitano intorno ad alcuna stella. Sebbene ci sia accordo nel non considerarli nane brune, non è chiaro se debbano essere classificati come pianeti oppure posti in una categoria apposita (per esempio, quella delle [[Sub-nana bruna|sub-nane brune]])<ref name=Boss/>.

Intorno alle nane brune sono stati osservati [[Disco protoplanetario|dischi protoplanetari]] che sembrano avere le stesse caratteristiche dei dischi protoplanetari orbitanti intorno alle stelle<ref>{{cita pubblicazione|url=http://arxiv.org/ftp/astro-ph/papers/0511/0511420.pdf|titolo=The onset of planet formation in brown dwarf disks|autore=Dániel Apai ''et al.''|etal=si |rivista=Science |anno=2005 |volume=310 |numero=5749 |pp=834-836|doi=10.1126/science.1118042 |accesso=11 febbraio 2014}}</ref>. Date le piccole dimensioni dei dischi di accrescimento attorno alle nane brune, è più probabile lo sviluppo di [[Pianeta roccioso|pianeti di tipo terrestre]] piuttosto che di [[gigante gassoso|giganti gassosi]]; inoltre, data la vicinanza alla nana bruna, gli [[Forza di marea|effetti mareali]] su tali pianeti dovrebbero essere molto intensi<ref>{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011A%26A...535A..94B |titolo=Tidal evolution of planets around brown dwarfs|autore=E. Bolmont, |autore2=S. N. Raymond, |autore3=J. Leconte|data=2011 |rivista=Astronomy & Astrophysics |volume=535 |pp=id. A94 |doi=10.1051/0004-6361/201117734 |accesso=11 febbraio 2014 }}</ref>.

Il primo [[esopianeta]] scoperto in orbita intorno a una nana bruna è stato [[2M1207 b]], osservato per la prima volta nel 2005 presso l'[[European Southern Observatory]]. La sua massa è compresa fra 3 e 7&nbsp;M_J, il che esclude che sia a sua volta una nana bruna<ref name=chauvin04>{{cita pubblicazione| titolo=A giant planet candidate near a young brown dwarf. Direct VLT/NACO observations using IR wavefront sensing|autore= G. Chauvin ''et al.''|etal=si| rivista= Astronomy and Astrophysics| volume=425| anno=2004|pp=L29–L32|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...425L..29C| doi=10.1051/0004-6361:200400056 |accesso=11 febbraio 2014}}</ref>. Un altro esempio è [[2MASS J044144]], una nana bruna di 20&nbsp;M_J, intorno alla quale orbita un compagno di massa planetaria di 5-10&nbsp;M_J<ref name=Todorov>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of a Planetary-mass Companion to a Brown Dwarf in Taurus |autore=K. Todorov, |autore2=K. L. Luhman, |autore3=K. K. McLeod |rivista=The Astrophysical Journal Letters |anno=2010 |volume=714 |numero=1 |pp=L84-L88 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...714L..84T |doi=10.1088/2041-8205/714/1/L84 |accesso=11 febbraio 2014}}</ref>. Tuttavia questi esopianeti potrebbero non essersi formati a partire da un disco di accrescimento protoplanetario, ma dalla frammentazione e dal collasso gravitazionale della [[Nube molecolare|nube di gas]] da cui ha avuto origine anche la nana bruna. Ciò è deducibile dalle grandi masse possedute da questi compagni, dalle loro orbite molto larghe e dai tempi di formazione del sistema, che si stima siano stati relativamente brevi. Quindi, almeno secondo alcune definizioni, questi oggetti non sarebbero propriamente pianeti, ma sub-nane brune<ref name=Todorov /><ref name=Han />. Tuttavia nel 2012 è stato osservato il primo oggetto indiscutibilmente classificabile come pianeta intorno a una nana bruna: si tratta di OGLE-2012-BLG-0358Lb, un corpo di {{M|1,9 ± 0,2||MG}} orbitante alla distanza di {{M|~0,87||UA}} dalla nana bruna OGLE-2012-BLG-0358L di massa {{M|0,022||MS}}. La piccola distanza e il piccolo rapporto fra le masse dei due oggetti ({{TA|0,080 ± 0,001}}) fa pensare che il compagno si sia formato in un disco protoplanetario intorno alla nana bruna<ref name=Han>{{cita pubblicazione |titolo=Microlensing Discovery of a Tight, Low-mass-ratio Planetary-mass Object around an Old Field Brown Dwarf |autore=C. Han ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2013 |volume=778 |numero=1 |pp=id. 38 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...778...38H |doi=10.1088/0004-637X/778/1/38 |accesso=11 febbraio 2014}}</ref>.

| Identificata nel 1975<ref>{{cita web |url=http://www.solstation.com/stars/lp944-20.htm |titolo=LP 944-20 |autore= |sito=SolStation.com |editore=Sol Company |accesso=17 febbraio 2014 }}</ref>

| Scoperta nel 1999<ref>{{cita pubblicazione |titolo=PPL 15: The First Brown Dwarf Spectroscopic Binary |autore=G. Basri, |autore2=E. L. Martín |rivista=The Astronomical Journal |anno=1999 |volume=118 |numero=5 |pp=2460-2465 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....118.2460B |doi=10.1086/301079 |accesso=17 febbraio 2014}}</ref>

| Distanza: {{M|3,626||pc}}<ref>{{cita pubblicazione |titolo=ɛ Indi Ba,Bb: The nearest binary brown dwarf |autore=M. J. McCaughrean ''et al.''|etal=si |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2004 |volume=413 |pp=1029-1036 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...413.1029M |doi=10.1051/0004-6361:20034292 |accesso=17 febbraio 2014}}</ref>

| Scoperta nel 2005<ref>{{cita pubblicazione |titolo=A Possible Third Component in the L Dwarf Binary System DENIS-P J020529.0-115925 Discovered with the Hubble Space Telescope |autore=H. Bouy ''et al.''|etal=si |rivista=The Astronomical Journal |anno=2005 |volume=129 |numero=1 |pp=501-517 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AJ....129..511B |doi=10.1086/426559 |accesso=17 febbraio 2014}}</ref>

| Berger ''et al.'' (2001)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of radio emission from the brown dwarf LP944-20 |autore=E. Berger ''et al.''|etal=si |rivista=Nature |anno=2001 |numero= 6826 |pp=338-340 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Natur.410..338B |doi=10.2001Natur.410..338B |accesso=16 febbraio 2014}}</ref>

| Maxted ''et al.'' (2006)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Survival of a brown dwarf after engulfment by a red giant star |autore=P. F. Maxted ''et al.''|etal=si |rivista=Nature |anno=2006 |volume=442 |numero=7102 |pp=543-545 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Natur.442..543M |doi=10.1038/nature04987 |accesso=16 febbraio 2014}}</ref>

| Appartiene all'[[alone galattico]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The First Substellar Subdwarf? Discovery of a Metal-poor L Dwarf with Halo Kinematics |autore=A. J. Burgasser ''et al.''|etal=si |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2003 |volume=592 |numero=2 |pp=1186-1192 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...592.1186B |doi=10.1086/375813 |accesso=16 febbraio 2014}}</ref>

* {{cita web |url=http://astro.berkeley.edu/~basri/bdwarfs/SciAm-book.pdf |titolo=The Discovery of Brown Dwarf |autore=Gibor Basri |formato=PDF |lingua=en |editore=Berkeley Astronomy Department |accesso=22 febbraio 2014 }}