Enanas marrones

Una enana marrón es un objeto de masa subestelar, incapaz, por tanto, de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno en su núcleo. Sin embargo, apenas tiene diferenciación química según la profundidad, ya que ha sufrido en algún momento de su vida convección desde la superficie hasta su centro a causa de débiles reacciones de fusión de isótopos residuales. El límite superior de masas es relativamente bien conocido, estando comprendido entre las 75 y las 80 masas jovianas (M_J), según el grado de metalicidad. Por lo que respecta al límite inferior que las separaría de los gigantes gaseosos más masivos, éste sería el de unas 13 M_J, momento a partir del cual el objeto es capaz de fusionar todo su deuterio. A partir de 65 M_J, además de deuterio también queman tritio.
La quema del deuterio se produce en su juventud y es posible debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.000 K. Dado que el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente, dicha reacción no puede sostener el colapso. Las enanas marrones siguen brillando por un tiempo debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar al equilibrio. Se cree que las enanas marrones son estrellas «fallidas», ya que contienen los mismos materiales que una estrella como el Sol, pero con muy poca masa para brillar. Son muy parecidas a los planetas gaseosos; no son del todo planetas pero no son del todo estrellas.

Lo interesante de las enanas marrones es que pueden formar sistemas habitables, ya que los "satélites" que orbiten este cuerpo pueden recibir suficiente luz y calor pero no en exceso.

Si una enana marrón órbita una estrella mayor, como júpiter(planeta) al Sol, se crearía un interesante sistema binario.