Naine brune

Exemples de naines brunes: Gliese 105, Gliese 229B,...

Ce sont des étoiles dont la masse est inférieure à 0,08 masse solaire, ce qui fait qu'une naine brune est trop peu massive pour que la température de son cœur atteigne la valeur critique de 3 millions de degrés nécessaires à l'enclenchement des réactions de fusion. 

Son énergie interne est alors insuffisante pour que la pression exercée par son gaz contrebalance sa contraction gravitationnelle. Ainsi l'astre continue de s'effondrer sur lui-même. Et ce jusqu'à un certain point où les électrons changent de propriétés, on dit qu'ils deviennent "dégénérés" et s'opposent alors à toute contraction supplémentaire. C'est alors que la naine brune se refroidit et s'éteint inexorablement, n'ayant aucune chance d'atteindre les 3 millions de degrés. 

Si la masse supérieure critique d'une naine brune est bien connue (0,08 masse solaire) en revanche, sa masse limite inférieure l'est beaucoup moins et pourrait fort bien être de l'ordre de celle de Jupiter (1 millième de masse solaire). Mais il ne faut pas pour autant confondre planète et étoiles qui diffèrent par leur processus de formation. D'où la définition: le terme de naine brune désigne tout corps qui s'est formé d'une manière stellaire mais avec une masse insuffisante pour brûler de l'hydrogène. 

La température externe d'une naine brune est de l'ordre de 2000 degrés C, or pour des températures aussi basses, l'énergie critique des atomes à la surface d'une naine brune est assez faible pour que des éléments subsistent sous forme moléculaire (hydrogène H2, méthane CH4,...); ce qui fait que leur spectre a une  allure particulière et devrait être théoriquement facilement détectable. 
Pour l'instant seulement quelques étoiles ont acquis le titre de naine brune.