Redigerer Brun dverg (avsnitt)

==Teori==
Den vanlige mekanismen for [[Stjernedannelse|stjernefødsler]] er gjennom [[gravitasjonskollaps]] av en kald sky av [[gass]] og [[Støv (verdensrommet)|støv]]. Mens skyen trekker seg sammen, blir den varmet opp av frigjøringen av [[potensiell energi]]. Tidlig i prosessen stråles mesteparten av energien vekk, og prosessen fortsetter. Til slutt blir sentrum fast nok til å holde på energien. [[Temperatur]]en i sentrum stiger drastisk over tid, og sammentreningen av gassen avtar, helt til forholdene er varme nok til å starte [[kjernefysisk fusjon]] i [[protostjerne]]n. For de fleste stjerner vil gass- og strålingstrykk skapt av den kjernefysiske fusjonen i stjernens kjerne holde den fra å trekke seg ytterliger sammen. Stjernen har nådd [[hydrostatisk likevekt]] og vil bruke mesteparten av livet sitt til å fusjonere [[hydrogen]] til [[helium]].

Dersom massen til en protonstjerne er under 0,08&nbsp;ganger solas, vil imidlertid ikke kjernefysisk fusjon starte i kjernen. Kollapsen vil ikke varme stjernen veldig effektivt, og før temperaturen i kjernen er høy nok til å starte fusjon, vil tettheten nå et punkt hvor [[elektron]]er blir pakket sammen nok til å skape et elektrondegenereringstrykk hvor to elektroner pakkes for tett sammen. Det ene elektronet øker i energinivå, og dermed trykket. Etter modeller av brune dvergers indre, er typiske forhold for kjernens [[tetthet]], temperatur og [[trykk]] forventet å være:

::<math>\rho_c \sim 10 - 10^3\,\mathrm{\tfrac{g}{cm^3}} </math>
::<math>T_c \lesssim 3 \times 10^6\,\mathrm{K} </math>
::<math>P_c \sim 10^5\,\mathrm{Mbar}</math>
Videre kollaps forhindres og resultatet er en «feilet stjerne», eller en brun dverg som kjøles ned ved å stråle vekk sin indre [[Termisk energi|termiske energi]].

===Skille mellom dverger med høy masse og stjerner med lav masse===
*[[Litium]] er generelt til stede i brune dverger og ikke i stjerner med lav masse. Stjerner, som har høy nok temperatur for fusjon av hydrogen, blir fort kvitt sitt litium. Dette skjer ved at en kollisjon mellom <sup>7</sup>[[Litium|Li]] og et [[proton]] produserer to <sup>4</sup>[[Helium|He]] [[nuklide]]r. Temperaturen nødvendig for at dette skal skje, er rett under temperaturen nødvendig for hydrogenfusjon. Derfor er tilstedeværelsen av litiumlinjen i den mistenkte brune dvergens spektrum et sterkt tegn på at den faktisk er substellar. Bruken av litium til å finne ut om et objekt er en brun dverg eller en stjerne med liten masse, ble lagt fram av Rafael Rebolo og hans kolleger, og blir normalt referert til som «litiumtesten».

Litium kan imdidlertid også bli sett i veldig unge stjerner, som ikke har hatt sjansen til å forbrenne det. Tunge stjerner som vår sol kan ha litium i sin ytre [[atmosfære]], som aldri blir varm nok til kvitte seg med litium. Disse stjernene er imidlertid enkle å skille fra store dverger på grunn av størrelsen. På samme måte, kan brune dverger av høy masse ha nok termisk energi til å kvitte seg med sitt litium når de er unge. Dverger med masse større enn 65&nbsp;M<sub>J</sub> kan ha forbrent sitt litium innen de er en halv milliard år gamle, og derfor er ikke testen perfekt.

*I motsetning til stjerner, er eldre dverger noen ganger kalde nok til at atmosfæren over lengre perioder kan samle observerbar mengde av [[metan]]. Dverger konstatert på denne måten er blant annet [[Gliese 229 b]].

*Stjerner i hovedserien kjøles ned, men når til slutt en minimum [[lys]]styrke som de kan opprettholde gjennom stødig fusjon. Dette varierer fra stjerne til stjerne, men er generelt ikke lavere enn 0,01 % av lysstyrken til [[Solen|sola]]. Brune dverger kjøles og mørkner jevnt gjennom livsløpet, som fører til at gamle brune dverger er for svake til å bli registrert. 

*[[Jern]]regn som en del av de atmosfæriske prosessene er kun mulig på brune dverger, ikke på små stjerner. Dette er et fenomen med lite kunnskap om, og ikke alle brune stjerner vil ha slik atmosfærisk tilstand.

===Skille mellom brune dverger med lav masse og planeter med høy masse===
[[Fil:Dwarf size illust.jpg|thumb|250px|right|(Fra venstre til høyre) [[Solen|Sola]], brun dverg, [[Jupiter]] og [[Jorden|jorda]].]]
En unik evne ved brune dverger, er at alle har om lag samme [[radius]] som [[Jupiter]]. På den høye enden av masseskalaen (60-90&nbsp;[[Jupitermasse|M<sub>J</sub>]]), er volumet til de brune dvergene hovedsakelig styrt av elektrondegenereringstrykk,<ref name="PtBD" /> som i hvite dverger. På den lave enden av skalaen (10&nbsp;M<sub>J</sub>), er volumet hovedsakelig styrt av [[coulomb-barriere]], som i planeter. Resultatet er at radiusen til brune dverger varierer bare med om lag 10-15 % over alle de forskjellige massene. Dette gjør at de er vanskelige å skille fra planeter.

I tillegg, er mange brune dverger uten fusjon. De som er på den lave delen av masseskalaen (under 13&nbsp;M<sub>J</sub>) er aldri varme nok til å fusjonere [[deuterium]], mens de som er på den andre enden av skalaen (over 60&nbsp;M<sub>J</sub>) kjøles ned så raskt at de ikke lenger har fusjon etter en tidsperiode på ca. 10&nbsp;millioner år. Det finnes imidlertid andre måter å skille dverger fra planeter:

*Tetthet er en klar avslører. Brune dverger har alle samme radius, så alt som har over 10&nbsp;M<sub>J</sub> er neppe en planet. 
*Røntgen- og [[infrarød stråling]] er klare tegn. Noen brune dverger sender ut [[røntgenstråling]], og alle «varme» dverger fortsetter å lyse klart rødt og infrarødt til de kjøles til planetlike temperaturer (under {{formatnum:1000}}&nbsp;[[Kelvin|K]]).

Gasskjemper har noen av karakteristikkene til brune dverger. For eksempel består både [[Jupiter]] og [[Saturn]] hovedsakelig av hydrogen og helium, som sola. Saturn er nesten like stor som Jupiter, selv om den kun har 30 % av massen. Tre av kjempene i solsystemet (Jupiter, Saturn og [[Neptun (planet)|Neptun]]) sender ut mer varme en de mottar fra sola, og alle fire kjempene har sitt eget «[[planetsystem]]» – [[Naturlig satellitt|månene]] sine. I tillegg, har det blitt vist at brune dverger kan ha, som planeter, eksentriske baner. 

Ifølge [[Den internasjonale astronomiske union]] regnes objekter med masse over grensen for kjernefysisk fusjon av deuterium (13&nbsp;M<sub>J</sub> for objekter med solar [[metallisitet]]) for brune dverger, mens objekter under denne massen (og som går i bane rundt en stjerne eller stjernefragmenter) regnes som planeter.<ref name="WGoEP" />

Grensen på 13&nbsp;M<sub>J</sub> er mer en [[tommelfingerregel]] enn en presis fysisk vitenskap. Store objekter brenner mesteparten av sitt deuterium, og mindre vil bare brenne litt, og verdien på 13&nbsp;M<sub>J</sub> er noe midt i mellom. Mengden deuterium som brenner kommer også an på komposisjonen av objektet, på mengden helium og deuterium til stede.<ref name="Mass Limit" /> [[Extrasolar Planets Encyclopaedia]] inkluderer objekter opp til 20&nbsp;M<sub>J</sub>, og Exoplanet Data Explorer opp til 24&nbsp;M<sub>J</sub>.