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''' 褐矮星 ''' 是质量介于最重的气态 [[ 巨行星 ]] 和最轻的恒星之间的一种 [[ 次恒星 ]] ，具体而言，质量介于13至75或80倍 [[ 木星 ]] 质量 ，或大约2.5×1028 kg 至大约1.5×1029 kg。低于这个范围的是次褐矮星（有时被称为 [[ 流浪行星 ]] ），质量在这之上的是最轻的恒星 [[ 红矮星 ]] （光谱类型M9V）。褐矮星可能只有 [[ 对流 ]] ，而没有分层或 [[ 化学分化 ]] 深度 。不同于主序带上的恒星，褐矮星的质量不足以维持核心中氢（1H）融合成氦的核聚变反应。然而，它们介于13 MJ和65 MJ之间的质量，被认为可以进行氘（2H）和锂（7Li）的核聚变。人们还在争议能否不以核聚变反应来定义，而以形成的过程更好的定义褐矮星 。

不同于[[主序带]]上的 恒星 都按照光谱来分类 ，褐矮星的 光谱分类为M、L、T和Y型 质量不足以维持核心中[[氢]]（1H）融合成[[氦]]的[[核聚变反应]] 。 尽管 然而， 它们 都 介于13 MJ和65 MJ之间的质量， 被 称 认 为 褐矮星，但仍然有着不同 可以进行[[氘]]（2H）和[[锂]]（7Li） 的 颜色 [[核聚变]] 。 以 人 眼 们还在争议 能 看见 否不以核聚变反应来定义，而以形成 的 许多褐矮星，它们可能是橙色或红色。在可见光 过程更好 的 波长范围内， 定义 褐矮星 都很黯淡 。

已知 恒星都按照[[光谱]]来分类，褐矮星的光谱分类为M、L、T和Y型 。尽管它们都被称为褐矮星，但仍然 有 行 着不同的[[颜色]]。以人眼能看见的许多褐矮 星 环绕 ，它们可能是[[橙色]]或[[红色]]。在[[可见光]] 的 波长范围内， 褐矮星 有2M1207b、MOA-2007-BLG-192Lb、和J044144b 都很黯淡 。

已知有[[行星]]环绕的褐矮星有2M1207b、MOA-2007-BLG-192Lb、和J044144b。 距离 [[ 地球 ]] 最近的褐矮星是在2013年发现的卢曼16，这是距离6.5光年的一对 [[ 联星 ]] 。截至2017年12月，在NASA的档案中质量最大的系外行星是HR 2562 b，估计质量在30±15 MJ，已经超过行星和褐矮星质量分界（13 MJ）的两倍多。

在希夫·库马尔于1960年代建立理论时，现在所谓的"褐矮星"被称为 [[ 黑矮星 ]] ；在对 [[ 太空 ]] 中自由漂流的次恒星 [[ 天体 ]] 的分类，这是一种不足以维持氢融合反应的天体。然而，（a）黑矮星这个名词已被用来标示冷却后的 [[ 白矮星 ]] ；（b）红矮星可以燃烧氢；（c）这些天体在其生命的早期可能会发出可见光。正因为如此，这种天体曾经被提出的替代名词包括子星和 次恒星 。在1975年，吉儿·塔特以其颜色接近棕色，提出了褐矮星这个名词。

"黑矮星"这个名词现在是指已经冷却到不再发出可见光程度的白矮星。然而经过计算，即使是质量最低的白矮星，其冷却到这样的温度所需要的 [[ 时间 ]] 也比目前的 [[ 宇宙 ]] 年龄还要长许多，因此预期这种天体尚不存在。

早期的理论认为质量最低的恒星和氢燃烧的极限在第一星族星是0.07 [[ 太阳质量 ]] （M☉），在 [[ 第二星族星 ]] 是0.09M☉，而且不会经历正常的恒星演化历程，就成为一颗致密星 。第一次自一致性的氢燃烧最低质量计算，证实第一星族星的质量在0.07至0.08M☉ 。

[[ 赫罗图 ]] 光谱型态褐矮星白矮星 、 红矮星 、 次矮星 、 主序星 、 次巨星 、 巨星 、[[ 亮巨星 ]]、[[ 超巨星 ]]、[[ 特超巨星 ]]、 绝对星等(MV) 。 恒星诞生的标准机制是通过冷星际云的[[气体]]和尘埃形成引力坍缩。当云气收缩时，因为释放出重力位能而使它的温度升高。在进行收缩的早期，气体会迅速的放热，将多余的能量[[辐射]]出去，使[[坍缩]]继续进行。最后，中心区域会变得足够致密而陷阱辐射。因此，坍缩的云气中心温度和密度随着时间的推移而急遽增加，这使得收缩减缓，直到原恒星核心的温度和[[压力]]大到足以引发热核反应。大多数的恒星，经由热核聚变成的气体和辐射压力将支撑它阻止任何进一步的引力收缩。达到流体静力平衡的恒星，会花费绝大部分的生命期在氢融合成氦的主序星时期 。