Преглед на кодот на Кафеаво џуџе

{{multiple image
| direction         = vertical
| align             = right
| width             = 275
| image1            = Artist’s conception of a brown dwarf like 2MASSJ22282889-431026.jpg <!-- keep curly apostrophe, it is part of the file name -->
| caption1          = Уметнички концепт за кафеаво џуџе од типот Т
| image2            = Brown_Dwarf_Comparison_2020.png
| caption2          = Споредба: повеќето кафеави џуџиња се малку поголеми по волумен од Јупитер (15–20%),<ref name="SorahanaYamamura2013">{{cite journal |last1=Sorahana |first1=Satoko |last2=Yamamura |first2=Issei |last3=Murakami |first3=Hiroshi <!-- |display-authors=1 -->|title=On the Radii of Brown Dwarfs Measured with ''AKARI'' Near-infrared Spectroscopy |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=767 |issue=1 |year=2013 |pages=77 |doi=10.1088/0004-637X/767/1/77 |arxiv=1304.1259 |bibcode=2013ApJ...767...77S |doi-access=free |quote=We find that the brown dwarf radius ranges between 0.64–1.13 R<sub>J</sub> with an average radius of 0.83 R<sub>J.</sub> }}</ref> но сепак се и до 80 пати помасивни поради поголемата густина. Сликата е во скала, при што полупречникот на Јупитер е 11 пати поголем од оној на Земјата, а полупречникот на Сонцето 10 пати поголем од оној на Јупитер.
}}

'''Кафеавите џуџиња''' — вид на [[ѕвезда|подѕвездени]] објекти кои имаат поголема маса од најголемите [[Гасовит џин|гасни џиновски]] планети, но помали од најмасовните [[Ѕвезда|ѕвезди]] од [[Главна низа|главната низа]]. Нивната маса е приближно 13 до 80 [[Јупитерова маса|пати поголема од јупитеровата маса]] ({{Јупитерова маса}}) <ref name="BossCarnegie">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html|title=Are They Planets or What?|last=Boss|first=Alan|last2=McDowell|first2=Tina|date=April 3, 2001|work=Untitled Document|publisher=Carnegie Institution of Washington|archive-url=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3%2C2001.html|archive-date=September 28, 2006|accessdate=March 31, 2022}}</ref>  {{--}} не е доволно голема за да се одржи [[јадрено соединување]] на обичниот [[водород]] ([[водород-1|<sup>1</sup>H]]) во хелиум во нивните јадра, но доволно масивна за да емитува светлина и топлина од соединување на деутериум ([[деутериум|<sup>2</sup>H]]).  Најмасовните (>&nbsp;{{Јупитерова маса|65}}) можат да [[Литиумско согорување|согорат литиум]] ([[литиум-7|<sup>7</sup>Li]])

Астрономите ги класифицираат самосветлечките објекти според [[Ѕвездена класификација|спектрален тип]], разлика тесно поврзана со температурата на површината, а кафеавите џуџиња ги заземаат типовите M, L, T и Y.<ref name="PT-June2008">{{Наведено списание|last=Burgasser|first=Adam J.|date=June 2008|title=Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters|url=http://astro.berkeley.edu/~gmarcy/astro160/papers/brown_dwarfs_failed_stars.pdf|journal=[[Physics Today]]|location=Cambridge, MA|publisher=Massachusetts Institute of Technology|volume=61|issue=6|pages=70–71|bibcode=2008PhT....61f..70B|doi=10.1063/1.2947658|archive-url=https://web.archive.org/web/20130508182012/http://astro.berkeley.edu/~gmarcy/astro160/papers/brown_dwarfs_failed_stars.pdf|archive-date=May 8, 2013|access-date=March 31, 2022|via=American Institute of Physics}}</ref><ref>{{Наведена книга|url=https://link.springer.com/book/10.1007/978-3-319-01162-2#about|title=50 Years of Brown Dwarfs|last=Springer|first=Cham|publisher=SpringerLink|year=2014|isbn=978-3-319-01162-2|editor-last=Joergens|editor-first=Viki|series=Astrophysics and Space Science Library|volume=401|at=XI, 168|doi=10.1007/978-3-319-01162-2|eissn=2214-7985|issn=0067-0057|access-date=March 31, 2022|url-access=subscription}}</ref> Бидејќи кафеавите џуџиња не подлежат на стабилно соединување на водород, тие се ладат со текот на времето, прогресивно поминувајќи низ подоцнежните спектрални типови како што стареат.

Нивното име не доаѓа од бојата на сјајноста што ја испуштаат, туку од нивното паѓање помеѓу [[Бело џуџе|белите џуџести]] ѕвезди и „темните“ планети по големина. Со голо око, кафеавите џуџиња би се појавиле во различни бои во зависност од нивната температура. Најтоплите се можеби портокалови или црвени,<ref name="Cain">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.universetoday.com/23247/if-brown-isnt-a-color-what-color-are-brown-dwarfs/|title=If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?|last=Cain|first=Fraser|date=January 6, 2009|accessdate=24 September 2013}}</ref> додека постудените кафеави џуџиња најверојатно ќе изгледаат [[магента]] или црни за човечкото око.<ref name="Burrows2001">{{Наведено списание|last=Burrows|first=Adam|last2=Hubbard|first2=William B.|last3=Lunine|first3=Jonathan I.|author-link3=Jonathan Lunine|last4=Liebert|first4=James|year=2001|title=The Theory of Brown Dwarfs and Extrasolar Giant Planets|journal=Reviews of Modern Physics|volume=73|issue=3|pages=719–765|arxiv=astro-ph/0103383|bibcode=2001RvMP...73..719B|doi=10.1103/RevModPhys.73.719}}</ref> Кафеавите џуџиња може да бидат целосно конвективни, без слоеви или хемиска диференцијација по длабочина.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.seeker.com/violent-storms-rage-on-nearby-brown-dwarf-1765411574.html|title=Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf|last=O'Neill|first=Ian|date=13 September 2011|publisher=Seeker.com}}</ref>

Иако нивното постоење првично било теоретизирано во 1960-тите, дури во средината на 1990-тите биле откриени првите недвосмислени кафеави џуџиња. Бидејќи кафеавите џуџиња имаат релативно ниски површински температури, тие не се многу светли на видливи бранови должини, емитувајќи најголем дел од нивната светлина во [[Инфрацрвено зрачење|инфрацрвеното светло]]. Меѓутоа, со доаѓањето на поспособни уреди за откривање инфрацрвени зраци, биле идентификувани илјадници кафеави џуџиња. Најблиските познати кафеави џуџиња се наоѓаат во системот [[Луман 16]], [[Двојна ѕвезда|бинарен состав]] од кафеави џуџиња од типот L и Т на околу 6.5 светлосни години од Сонцето. Луман 16 е третиот најблизок систем до Сонцето по [[Алфа Кентаур]] и [[Барнардова Ѕвезда|Барнардовата Ѕвезда]].

== Историја ==
[[Податотека:Brown Dwarf Gliese 229B.jpg|thumb|250px|right|Ова кафеаво џуџе (помалото тело) кружи околу ѕвездата [[Глизе 229]], која се наоѓа во соѕвездието [[Зајак (соѕвездие)|Зајак]] на околу 19 [[светлосни години]] од Земјата. Кафеавото џуџе, наречено Глизе 229B, е околу 20 до 50 пати поголемо од [[Јупитер]].]]

=== Рано теоретизирање ===
[[Податотека:PIA23685-Planets-BrownDwarfs-Stars.jpg|лево|мини|200x200пкс| Планети, кафеави џуџиња, ѕвезди]]
Објектите кои денес се нарекуваат „кафеави џуџиња“ биле теоретизирани од Шив С. Кумар во 1960-тите дека постојат и првично биле наречени [[Црно џуџе|црни џуџиња]],<ref>{{Наведено списание|last=Kumar|first=Shiv S.|date=1962|title=Study of Degeneracy in Very Light Stars|journal=Astronomical Journal|volume=67|page=579|bibcode=1962AJ.....67S.579K|doi=10.1086/108658|doi-access=free}}</ref> класификација за темните подѕвездени објекти кои слободно лебдат во вселената кои не биле доволно масивни за да одржат водородно соединување. Сепак, (а)&nbsp;терминот црно џуџе веќе бил во употреба за да се однесува на ладно [[бело џуџе]]; (б)&nbsp;[[Црвено џуџе|црвените џуџиња]] спојуваат водород; и (в)&nbsp;овие објекти може да бидат светли на видливи бранови должини на почетокот на нивниот живот. Поради ова, биле предложени алтернативни имиња за овие објекти, вклучително и планетарни и подѕвездни. Во 1975 година, Џил Тартер го предложил терминот „кафеаво џуџе“, користејќи ја „кафеавата“ како приближна боја.<ref name="JillTarter2014">{{Наведување|last=Tarter|first=Jill|author-link=Jill Tarter|chapter=Brown is Not a Color: Introduction of the Term 'Brown Dwarf'|pages=19–24|editor-last=Joergens|editor-first=Viki|title=50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research|series=Astrophysics and Space Science Library|volume=401|publisher=Springer|publication-date=2014|isbn=978-3-319-01162-2|chapter-url=https://www.springer.com/astronomy/book/978-3-319-01161-5|doi=10.1007/978-3-319-01162-2_3|year=2014}}</ref><ref>{{Наведена книга|title=Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar Systems|last=Croswell|first=Ken|date=1999|publisher=Oxford University Press|isbn=978-0-192-88083-3|pages=118–119}}</ref>

Терминот „црно џуџе“ сè уште се однесува на [[бело џуџе]] кое се оладило до тој степен што повеќе не испушта значителни количини светлина. Меѓутоа, времето потребно за дури и белото џуџе со најмала маса да се олади до оваа температура се пресметува дека е подолго од сегашната старост на универзумот; оттука се очекува дека таквите објекти сè уште не постојат.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://astronomy.com/magazine/ask-astro/2020/04/when-will-the-sun-become-a-black-dwarf|title=When will the Sun become a black dwarf?|date=April 10, 2020|work=Astronomy.com|language=en|accessdate=2022-05-02}}</ref>

Раните теории во врска со природата на ѕвездите со најниска маса и границата на согорување на водород сугерираат дека [[Ѕвездено население|население I]] со маса помала од 0,07&nbsp;[[Сончева маса|сончеви маси]] (M☉) или [[Ѕвездено население|популационен објект II]] помал од {{Сончева маса|0.09}}  никогаш не би поминал низ нормален [[ѕвезден развој]] и би станал целосно [[изродена ѕвезда]].<ref name="Kumar1963">{{Наведено списание|last=Kumar|first=Shiv S.|date=1963|title=The Structure of Stars of Very Low Mass|journal=Astrophysical Journal|volume=137|page=1121|bibcode=1963ApJ...137.1121K|doi=10.1086/147589}}</ref> Првата само-конзистентна пресметка на минималната маса што гори водород потврдила вредност помеѓу 0,07 и 0,08&nbsp;сончеви маси за население I објекти.<ref name="Hayashi1963">{{Наведено списание|last=Hayashi|first=Chushiro|last2=Nakano|first2=Takenori|date=1963|title=Evolution of Stars of Small Masses in the Pre-Main-Sequence Stages|journal=Progress of Theoretical Physics|volume=30|pages=460–474|bibcode=1963PThPh..30..460H|doi=10.1143/PTP.30.460|doi-access=free}}</ref><ref name="Nakano2014">{{Наведување|last=Nakano|first=Takenori|chapter=Pre-main Sequence Evolution and the Hydrogen-Burning Minimum Mass|pages=5–17|editor-last=Joergens|editor-first=Viki|title=50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research|series=Astrophysics and Space Science Library|volume=401|publisher=Springer|publication-date=2014|isbn=978-3-319-01162-2|chapter-url=https://www.springer.com/astronomy/book/978-3-319-01161-5|doi=10.1007/978-3-319-01162-2_2|year=2014}}</ref>

=== Соединување на деутериум ===
{{Главна|Деутерумско согорување}}
Откритието на јадреното согорување на деутериум до {{Сончева маса|0.013}} ({{Вред|13.6|u=[[Jupiter mass|''M{{sub|J}}'']]}}) и влијанието на формирањето прашина во студените надворешни [[Атмосфера|атмосфери]] на кафеавите џуџиња во доцните 1980-ти ги довеле овие теории во прашање. Сепак, таквите предмети биле тешко да се пронајдат бидејќи тие речиси и да не испуштаат видлива светлина. Нивните најсилни емисии се во [[Инфрацрвено зрачење|инфрацрвениот]] (IR) спектар, а инфрацрвените детектори базирани на земја биле премногу непрецизни во тоа време за лесно да се идентификуваат какви било кафеави џуџиња.

Оттогаш, бројни пребарувања со различни методи ги барале овие предмети. Овие методи вклучувале истражувања со слики со повеќе бои околу теренските ѕвезди, испитувања со слика за слабите придружници на џуџињата и [[Бело џуџе|белите џуџиња]] од [[Главна низа|главната низа]], испитувања на млади [[Ѕвездено јато|ѕвездени јата]] и следење на [[Радијална брзина|радијалната брзина]] за блиски придружници.

=== GD 165B и класа L ===
Долги години, напорите да се откријат кафеавите џуџиња биле неплодни. Меѓутоа, во 1988 година, во инфрацрвено пребарување на бели џуџиња бил пронајден слаб придружник на белата џуџеста ѕвезда GD 165. Спектарот на придружникот GD 165B бил многу црвен и енигматичен, не покажувајќи ниту една од карактеристиките што се очекувале од [[црвено џуџе]] со мала маса. Станало јасно дека GD 165B ќе треба да се класифицира како многу поладен објект од најновите '''M''' џуџиња тогаш познати. GD 165B останала единствена речиси една деценија до појавата на Two Micron All-Sky Survey ([[2MASS]]) во 1997 година, која открила многу објекти со слични бои и спектрални карактеристики.

Денес, GD 165B е признаена како прототип на класата на објекти кои денес се нарекуваат „'''L''' џуџиња“.<ref name="Martin1997">{{Наведено списание|last=Martín|first=Eduardo L.|last2=Basri|first2=Gibor|author-link2=Gibor Basri|last3=Delfosse|first3=Xavier|last4=Forveille|first4=Thierry|date=1997|title=Keck HIRES spectra of the brown dwarf DENIS-P J1228.2-1547|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=327|pages=L29–L32|bibcode=1997A&A...327L..29M}}</ref><ref name="Kirkpatrick1999">{{Наведено списание|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Reid|first2=I. Neill|last3=Liebert|first3=James|last4=Cutri|first4=Roc M.|last5=Nelson|first5=Brant|last6=Beichmann|first6=Charles A.|author-link6=Charles A. Beichman|last7=Dahn|first7=Conard C.|last8=Monet|first8=David G.|last9=Gizis|first9=John E.|date=1999|title=Dwarfs Cooler than ''M'': The Definition of Spectral Type ''L'' Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS)|url=https://trs.jpl.nasa.gov/bitstream/2014/37403/1/99-0060.pdf|journal=The Astrophysical Journal|volume=519|issue=2|pages=802–833|bibcode=1999ApJ...519..802K|doi=10.1086/307414}}</ref>

Иако откривањето на студеното џуџе било многу значајно во тоа време, се дебатирало дали GD 165B би била класифицирана како кафеаво џуџе или едноставно како ѕвезда со многу мала маса, бидејќи набљудувачки било многу тешко да се направи разлика помеѓу двете.

Набргу по откривањето наGD 165B, биле пријавени други кандидати како кафеави џуџиња. Сепак, повеќето не успеале да ја оправдаат својата кандидатура, бидејќи отсуството на литиум покажало дека се ѕвездени објекти. Вистинските ѕвезди го [[Литиумско согорување|согоруваат својот литиум]] за малку повеќе од 100&nbsp;[[Мегагодина|мегагодини]], додека кафеавите џуџиња (кои можат, збунувачки, да имаат температури и сјајност слични на вистинските ѕвезди) нема. Оттука, откривањето на литиум во атмосферата на објект постар од 100мегагодини гарантира дека тоа е кафеаво џуџе.

=== Глизе 229B и класа Т ===
Кафеавото џуџе од прва класа „Т“ било откриено во 1994 година од астрономите од Калтек, Шринивас Кулкарни, Тадаши Накаџима, Кит Метјус и Ребека Опенхајмер,<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://hubblesite.org/contents/news-releases/1995/news-1995-48.html|title=Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf|work=STScI|language=en|accessdate=2019-10-23}}</ref> и научниците од Џонс Хопкинс Семјуел Т. Дуренс и Дејвид Голимовски. Тој бил потврден во 1995 година како подѕвезден придружник на Глизе 229. Глизе 229b е една од првите два примери на јасни докази за кафеаво џуџе, заедно со Бик 1. Била потврдена во 1995 година, и двете биле идентификувани со присуството на 670.8&nbsp;nm литиумска линија. Било откриено дека последната има температура и сјај далеку под ѕвездениот опсег.

Нејзиниот близу инфрацрвен спектар јасно покажал опсег на апсорпција на метан на 2&nbsp;микрометри, карактеристика што претходно била забележана единствено во атмосферата на џиновските планети и на [[Сатурн (планета)|сатурновата]] месечина [[Титан (месечина)|Титан]]. Апсорпција на метан не се очекува на ниту една температура на ѕвезда од главната низа. Ова откритие помогнало да се воспостави уште една спектрална класа дури и поладна од L џуџиња, познати како „'''Т'''&nbsp;џуџиња“, за што Глизе 229B е прототипот.

=== Теиде&nbsp;1 и класа М ===
Првото потврдено кафеаво џуџе од класа „М“ било откриено од шпанските астрофизичари Рафаел Реболо (шеф на тимот), Марија Роза Запатеро-Осорио и Едуардо Л. Мартин во 1994 година.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.iac.es/|title=Instituto de Astrofísica de Canarias, IAC|publisher=Iac.es|accessdate=2013-03-16}}</ref> Овој објект, кој бил пронајден во отворениот кластер [[Плејади (ѕвездено јато)|Плејади]], го добил името Теиде 1. Статијата за откривање била поднесена до ''Nature'' во мај 1995 година и објавена на 14 септември 1995.<ref name="RafaelRebolo2014">{{Наведување|last=Rebolo|first=Rafael|author-link=Rafael Rebolo|title=50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research|volume=401|pages=25–50|publication-date=2014|year=2014|editor-last=Joergens|editor-first=Viki|series=Astrophysics and Space Science Library|chapter=Teide 1 and the Discovery of Brown Dwarfs|chapter-url=https://www.springer.com/astronomy/book/978-3-319-01161-5|publisher=Springer|doi=10.1007/978-3-319-01162-2_4|isbn=978-3-319-01162-2}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Rebolo|first=Rafael|last2=Zapatero-Osorio|first2=María Rosa|last3=Martín|first3=Eduardo L.|date=September 1995|title=Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster|journal=Nature|language=en|volume=377|issue=6545|pages=129–131|bibcode=1995Natur.377..129R|doi=10.1038/377129a0}}</ref> ''Nature'' на насловната страница на тој број ги истакнала „Официјалните откриени кафеави џуџиња“.

Теиде 1 била откриена на сликите собрани од тимот на Институтот за астрофизика на Канарските Острови на 6 јануари 1994 година користејќи го 80&nbsp;cm телескоп (IAC&nbsp;80) во опсерваторијата Теиде, а нејзиниот спектар за прв пат бил снимен во декември 1994 година со помош на 4.2&nbsp;m Телескопот Вилијам Хершел во опсерваторијата Роке де лос Мучахос (Ла Палма). Растојанието, хемискиот состав и староста на Теиде&nbsp;1 може да се формира поради неговото членство во младиот ѕвезден кластер Плејади. Користејќи ги најнапредните модели на ѕвездена и подѕвездениот развој во тој момент, тимот процени лза Теиде&nbsp;1 маса од {{Јупитерова маса|55 ± 15}},<ref>{{Наведено списание|last=Leech|first=Kieron|last2=Altieri|first2=Bruno|last3=Metcalfe|first3=Liam|last4=Martin|first4=Eduardo L.|last5=Rebolo|first5=Rafael|author-link5=Rafael Rebolo|last6=Zapatero-Osorio|first6=María Rosa|last7=Laureijs|first7=René J.|last8=Prusti|first8=Timo|last9=Salama|first9=Alberto|date=2000|title=Mid-IR Observations of the Pleiades Brown Dwarfs Teide 1 & Calar 3|journal=ASP Conference Series|volume=212|pages=82–87|bibcode=2000ASPC..212...82L}}</ref> што е под границата на ѕвездената маса. Објектот станал наводен во следните дела поврзани со млади кафеави џуџиња.

Теоретски, кафеаво џуџе под {{Јупитерова маса|65|link=y}} не е во состојба да согорува литиум со термојадрено соединување во кое било време од неговиот развој. Овој факт е еден од принципите за тестирање на [[литиум]] што се користи за да се процени субѕвездената природа на астрономските тела со ниска осветленост и ниска површинска температура.

Висококвалитетни спектрални податоци добиени од телескопот Кек 1 во ноември 1995 година покажале дека Теиде&nbsp;1 сè уште го имала почетното изобилство на литиум од оригиналниот молекуларен облак од кој се формирале ѕвездите на Плејадите, што го докажува недостатокот на термојадрено соединување во нејзиното јадро. Овие набљудувања потврдиле дека Теиде&nbsp;1 е кафеаво џуџе, како и ефикасноста на спектроскопското [[литиумско согорување]].

Некое време, Теиде&nbsp;1 бил најмалиот познат објект надвор од Сончевиот систем кој бил идентификуван со директно набљудување. Оттогаш, над 1.800 идентификувани ѕвезди се кафеави џуџиња, дури и некои многу блиску до Земјата, како што е [[Епсилон Индијанец]] Ba и Bb, пар кафеави џуџиња гравитациски врзани за ѕвезда слична на Сонцето 12&nbsp;светлосни години од Сонцето,<ref>{{Наведено списание|last=McCaughrean|first=Mark J.|last2=Close|first2=Laird M.|last3=Scholz|first3=Ralf-Dieter|last4=Lenzen|first4=Rainer|last5=Biller|first5=Beth A.|last6=Brandner|first6=Wolfgang|last7=Hartung|first7=Markus|last8=Lodieu|first8=Nicolas|date=January 2004|title=Epsilon Indi Ba/Bb: the nearest binary brown dwarf|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=413|issue=3|pages=1029–1036|arxiv=astro-ph/0309256|doi=10.1051/0004-6361:20034292}}</ref> и Луман 16, бинарен систем на кафеави џуџиња на 6,5&nbsp;светлосни години од Сонцето.

== Теорија ==
{{Херцшпрунг-Раселов дијаграм}}Стандардниот механизам за ѕвездениот развој е преку гравитациониот колапс на ладен [[меѓуѕвезден облак]] од гас и прашина. Како што облакот се собира, тој се загрева поради механизмот Келвин-Хелмхолц. На почетокот на процесот, гасот што се собира брзо зрачи голем дел од енергијата, дозволувајќи му на колапсот да продолжи. На крајот, средишниот регион станува доволно густ за да го зароби зрачењето. Следствено, централната температура и густината на колабираниот облак драстично се зголемуваат со текот на времето, забавувајќи ја контракцијата, додека условите не се топли и доволно густи за да се појават термојадрени реакции во јадрото на [[протоѕвезда]]та. За типична ѕвезда, притисокот на гасот и зрачењето генерирани од реакциите на [[Јадрено соединување|термојадреното соединување]] во нејзиното јадро ќе ја поддржат против секоја понатамошна гравитациска контракција. [[Хидростатичка рамнотежа|Хидростатичката рамнотежа]] е постигната и ѕвездата ќе го помине поголемиот дел од својот живот спојувајќи водород во хелиум како ѕвезда од главната низа.

Доколку, сепак, почетната  маса на протоѕвездата е помала од околу {{Сончева маса|0.08}},<ref>{{Наведено списание|last=Burrows|first=Adam|last2=Hubbard|first2=W. B.|last3=Lunine|first3=J. I.|last4=Liebert|first4=James|date=July 2001|title=The theory of brown dwarfs and extrasolar giant planets|journal=Reviews of Modern Physics|volume=73|issue=3|pages=719–765|arxiv=astro-ph/0103383|bibcode=2001RvMP...73..719B|doi=10.1103/RevModPhys.73.719|quote=Hence the HBMM at solar metallicity and Y<sub>&alpha;</sub> = 50.25 is 0.07 – 0.074 {{solar mass}}, ... while the HBMM at zero metallicity is 0.092 {{solar mass}}}}</ref> нормалните водородни [[Јадрено соединување|термојадрени]] реакции нема да се запалат во јадрото. Гравитациското собирање не ја загрева малата [[протоѕвезда]] многу ефикасно, и пред температурата во јадрото да се зголеми доволно за да предизвика соединување, густината достигнува точка каде што електроните стануваат доволно тесно набиени за да создадат притисок на квантна електронска дегенерација. Според моделите за внатрешни кафеави џуџести ѕвезди, типичните услови во јадрото за густина, температура и притисок се очекува да бидат следниве:

* <math>10\,\mathrm{g/cm^3} \,\lesssim\, \rho_c \,\lesssim\, 10^3\,\mathrm{{g}/{cm^{3}}} </math>
* <math>T_c \lesssim 3 \times 10^6\,\mathrm{K} </math>
* <math>P_c \sim 10^5\,\mathrm{Mbar}.</math>

Ова значи дека протоѕвездата не е масивна или доволно густа за да ги достигне условите потребни за одржување на водородното соединување. Материјата што паѓа е спречена, со притисок на дегенерација на електрони, да ги достигне потребните густини и притисоци.

Понатамошното гравитациско собирање е спречено и резултатот е кафеаво џуџе кое едноставно се лади со зрачење на внатрешната топлинска енергија. Забележливо е дека, во принцип, можно е кафеавото џуџе полека да собира маса над границата на согорување на водород без да започне соединување на водород. Ова може да се случи преку пренос на маса во двоен кафеав џуџест систем.

=== Кафеави џуџиња со висока маса наспроти ѕвезди со мала маса ===
[[Литиум]]от генерално е присутен кај кафеавите џуџиња, а не кај ѕвездите со мала маса. Ѕвездите, кои ја достигнуваат високата температура неопходна за спојување на водородот, брзо го исцрпуваат својот литиум. Се јавува соединување на литиум-7 и [[протон]], при што се произведуваат две јадра на хелиум-4. Температурата неопходна за оваа реакција е малку под потребната за соединување на водород. Струењето кај ѕвездите со мала маса гарантира дека литиумот во целиот волумен на ѕвездата е на крајот исцрпен. Затоа, присуството на литиумската спектрална линија кај кандидатот кафеаво џуџе е силен показател дека тој навистина е субѕвезден објект.

==== Литиумов тест ====
Употребата на литиум за разликување на кандидатите кафеави џуџиња од ѕвезди со мала маса обично се нарекува '''литиумов тест''', а пионери на ова се Рафаел Реболо, [[Eduardo Martín|Едуардо Мартин]] и [[Antonio Magazzu|Антонио Магацу]]. Сепак, литиумот се гледа и кај многу млади ѕвезди, кои сè уште немале доволно време да го изгорат сето тоа.

Потешките ѕвезди, како Сонцето, исто така можат да задржат литиум во своите надворешни слоеви, кои никогаш не стануваат доволно жешки за да го спојат литиумот и чијшто конвективен слој не се меша со јадрото каде што литиумот брзо би се исцрпувал. Тие поголеми ѕвезди лесно се разликуваат од кафеавите џуџиња по нивната големина и сјајност.

Спротивно на тоа, кафеавите џуџиња на највисокиот дел од опсегот на нивната маса може да бидат доволно жешки за да го осиромашат нивниот литиум кога се млади. Џуџиња со маса поголема од {{Јупитерова маса|65}} може да го изгорат својот литиум додека да наполнат половина милијарда години;<ref>{{Наведено списание|last=Kulkarni|first=Shrinivas R.|author-link=Shrinivas Kulkarni|date=30 May 1997|title=Brown Dwarfs: A Possible Missing Link Between Stars and Planets|journal=Science|volume=276|issue=5317|pages=1350–1354|bibcode=1997Sci...276.1350K|doi=10.1126/science.276.5317.1350}}</ref> така што тестот за литиум не е совршен.

==== Атмосферски метан ====
За разлика од ѕвездите, постарите кафеави џуџиња понекогаш се доволно студени што, во текот на многу долги временски периоди, нивната атмосфера може да собере забележливи количества [[метан]], кој не може да се формира во пожешките објекти. Џуџињата потврдени на овој начин вклучуваат Глизе 229 B.

==== Железни, силикатни и сулфидни облаци ====
Ѕвездите од главната низа се ладат, но на крајот достигнуваат минимална [[Сјајност|булометриска сјајност]] што можат да ја одржат преку стабилно соединување. Оваа осветленост варира од ѕвезда до ѕвезда, но генерално е најмалку 0,01% од онаа на Сонцето. Кафеавите џуџиња постојано се ладат и потемнуваат во текот на нивниот животен век; доволно старите кафеави џуџиња ќе бидат премногу слаби за да можат да се забележат.
[[Податотека:Brown_dwarf_clouds.png|мини|300x300пкс| Модели на облак за раните кафеави џуџиња од типот Т SIMP J0136+09 и 2MASS J2139+02 (двата леви панели) и доцното кафеаво џуџе од типот Т 2M0050–3322.]]
Облаците се користат за да се објасни слабеењето на спектралната линија на железо хидрид (FeH) кај доцните L-џуџиња. [[Железо|Железните]] облаци го осиромашуваат FeH во горната атмосфера, а облакот го блокира погледот кон долните слоеви кои сè уште содржат FeH. Подоцнежното зацврстување на ова хемиско соединение на пониски температури од средните до доцните Т-џуџиња се објаснува со нарушени облаци што му овозможуваат на телескопот да погледне во подлабоките слоеви на атмосферата што сè уште содржи FeH.<ref>{{Наведено списание|last=Burgasser|first=Adam J.|last2=Marley|first2=Mark S.|last3=Ackerman|first3=Andrew S.|last4=Saumon|first4=Didier|last5=Lodders|first5=Katharina|last6=Dahn|first6=Conard C.|last7=Harris|first7=Hugh C.|last8=Kirkpatrick|first8=J. Davy|date=2002-06-01|title=Evidence of Cloud Disruption in the L/T Dwarf Transition|journal=The Astrophysical Journal|volume=571|issue=2|pages=L151–L154|arxiv=astro-ph/0205051|bibcode=2002ApJ...571L.151B|doi=10.1086/341343|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref> Младите L/T-џуџиња (L2-T4) покажуваат голема [[Променлива ѕвезда|варијабилност]], што може да се објасни со облаци, жаришта, [[Поларна светлина|поларници]] со магнетен погон или термохемиска нестабилност.<ref>{{Наведено списание|last=Vos|first=Johanna M.|last2=Faherty|first2=Jacqueline K.|last3=Gagné|first3=Jonathan|last4=Marley|first4=Mark|last5=Metchev|first5=Stanimir|last6=Gizis|first6=John|last7=Rice|first7=Emily L.|last8=Cruz|first8=Kelle|date=2022-01-01|title=Let the Great World Spin: Revealing the Stormy, Turbulent Nature of Young Giant Exoplanet Analogs with the Spitzer Space Telescope|journal=The Astrophysical Journal|volume=924|issue=2|pages=68|arxiv=2201.04711|bibcode=2022ApJ...924...68V|doi=10.3847/1538-4357/ac4502|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref> Облаците на овие кафеави џуџиња се објаснети или како железни облаци со различна дебелина или како понизок дебел слој од железен облак и горен [[силикат]]ен облачен слој. Овој горен силикатен слој може да се состои од [[кварц]], енстатит, корунд и/или фостерит.<ref>{{Наведено списание|last=Vos|first=Johanna M.|last2=Burningham|first2=Ben|last3=Faherty|first3=Jacqueline K.|last4=Alejandro|first4=Sherelyn|last5=Gonzales|first5=Eileen|last6=Calamari|first6=Emily|last7=Bardalez Gagliuffi|first7=Daniella|last8=Visscher|first8=Channon|last9=Tan|first9=Xianyu|date=2023-02-01|title=Patchy Forsterite Clouds in the Atmospheres of Two Highly Variable Exoplanet Analogs|journal=The Astrophysical Journal|volume=944|issue=2|pages=138|arxiv=2212.07399|bibcode=2023ApJ...944..138V|doi=10.3847/1538-4357/acab58|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Manjavacas|first=Elena|last2=Karalidi|first2=Theodora|last3=Vos|first3=Johanna M.|last4=Biller|first4=Beth A.|last5=Lew|first5=Ben W. P.|date=2021-11-01|title=Revealing the Vertical Cloud Structure of a Young Low-mass Brown Dwarf, an Analog to the β-Pictoris b Directly Imaged Exoplanet, through Keck I/MOSFIRE Spectrophotometric Variability|journal=The Astronomical Journal|volume=162|issue=5|pages=179|arxiv=2107.12368|bibcode=2021AJ....162..179M|doi=10.3847/1538-3881/ac174c|issn=0004-6256|doi-access=free}}</ref> Сепак, не е познато дали силикатните облаци се секогаш неопходни за млади објекти.<ref>{{Наведено списание|last=Tremblin|first=P.|last2=Chabrier|first2=G.|last3=Baraffe|first3=I.|last4=Liu|first4=Michael. C.|last5=Magnier|first5=E. A.|last6=Lagage|first6=P. -O.|last7=Alves de Oliveira|first7=C.|last8=Burgasser|first8=A. J.|last9=Amundsen|first9=D. S.|date=2017-11-01|title=Cloudless Atmospheres for Young Low-gravity Substellar Objects|journal=The Astrophysical Journal|volume=850|issue=1|pages=46|arxiv=1710.02640|bibcode=2017ApJ...850...46T|doi=10.3847/1538-4357/aa9214|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref> Апсорпцијата на силикат може директно да се набљудува во средно-инфрацрвеното растојание од 8 до 12 μm. Набљудувањата со Вселенскиот телескоп Спицер покажале дека апсорпцијата на силикати е честа, но не сеприсутна за џуџињата L2-L8.<ref>{{Наведено списание|last=Suárez|first=Genaro|last2=Metchev|first2=Stanimir|date=2022-07-01|title=Ultracool dwarfs observed with the Spitzer infrared spectrograph - II. Emergence and sedimentation of silicate clouds in L dwarfs, and analysis of the full M5-T9 field dwarf spectroscopic sample|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=513|issue=4|pages=5701–5726|arxiv=2205.00168|bibcode=2022MNRAS.513.5701S|doi=10.1093/mnras/stac1205|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref> Дополнително, MIRI забележал апсорпција на силикати во придружникот на планетарна маса VHS 1256b.<ref>{{Наведено списание|last=Miles|first=Brittany E.|last2=Biller|first2=Beth A.|last3=Patapis|first3=Polychronis|last4=Worthen|first4=Kadin|last5=Rickman|first5=Emily|last6=Hoch|first6=Kielan K. W.|last7=Skemer|first7=Andrew|last8=Perrin|first8=Marshall D.|last9=Whiteford|first9=Niall|date=2023-03-01|title=The JWST Early-release Science Program for Direct Observations of Exoplanetary Systems II: A 1 to 20 μm Spectrum of the Planetary-mass Companion VHS 1256-1257 b|journal=The Astrophysical Journal|volume=946|issue=1|pages=L6|arxiv=2209.00620|bibcode=2023ApJ...946L...6M|doi=10.3847/2041-8213/acb04a|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>

'''Железен дожд''' како дел од процесите на атмосферска конвекција е можен единствњно кај кафеавите џуџиња, а не и кај малите ѕвезди. Спектроскопското истражување за железен дожд сè уште е во тек, но не сите кафеави џуџиња секогаш ќе ја имаат оваа атмосферска аномалија. Во 2013 година, хетерогена атмосфера што содржи железо била снимена околу компонентата В во блискиот систем [[Луман 16]].<ref>{{Наведено списание|last=Biller|first=Beth A.|last2=Crossfield|first2=Ian J. M.|last3=Mancini|first3=Luigi|last4=Ciceri|first4=Simona|last5=Southworth|first5=John|last6=Kopytova|first6=Taisiya G.|last7=Bonnefoy|first7=Mickaël|last8=Deacon|first8=Niall R.|last9=Schlieder|first9=Joshua E.|date=6 November 2013|title=Weather on the Nearest Brown Dwarfs: Resolved Simultaneous Multi-Wavelength Variability Monitoring of WISE J104915.57–531906.1AB|journal=[[The Astrophysical Journal Letters]]|volume=778|issue=1|pages=L10|arxiv=1310.5144|bibcode=2013ApJ...778L..10B|doi=10.1088/2041-8205/778/1/l10}}</ref>

За доцните кафеави џуџиња од типот Т биле извршени само неколку променливи пребарувања. Се предвидува дека ќе се формираат тенки облачни слоеви кај доцните Т-џуџиња од [[хром]] и [[калиум хлорид]], како и неколку [[сулфид]]и. Овие сулфиди се манган сулфид, натриум сулфид и [[цинк сулфид]].<ref>{{Наведено списание|last=Morley|first=Caroline V.|last2=Fortney|first2=Jonathan J.|last3=Marley|first3=Mark S.|last4=Visscher|first4=Channon|last5=Saumon|first5=Didier|last6=Leggett|first6=S. K.|date=2012-09-01|title=Neglected Clouds in T and Y Dwarf Atmospheres|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...756..172M|journal=The Astrophysical Journal|volume=756|issue=2|pages=172|arxiv=1206.4313|bibcode=2012ApJ...756..172M|doi=10.1088/0004-637X/756/2/172|issn=0004-637X}}</ref> Променливото T7 џуџе [[2M0050–3322|2M0050-3322]] е објаснето дека има горен слој облаци од калиум хлорид, среден слој облаци од натриум сулфид и долен слој облаци од манган сулфид. Крпеливите облаци од горните два облачни слоја би можеле да објаснат зошто појасите на метанот и водената пареа се променливи.<ref>{{Наведено списание|last=Manjavacas|first=Elena|last2=Karalidi|first2=Theodora|last3=Tan|first3=Xianyu|last4=Vos|first4=Johanna M.|last5=Lew|first5=Ben W. P.|last6=Biller|first6=Beth A.|last7=Oliveros-Gómez|first7=Natalia|date=2022-08-01|title=Top-of-the-atmosphere and Vertical Cloud Structure of a Fast-rotating Late T Dwarf|journal=The Astronomical Journal|volume=164|issue=2|pages=65|arxiv=2206.07566|bibcode=2022AJ....164...65M|doi=10.3847/1538-3881/ac7953|issn=0004-6256|doi-access=free}}</ref>

На најниските температури на Y-џуџето WISE 0855-0714, облачните слоеви од сулфид и [[Мраз|водени ледени]] облаци би можеле да покријат 50% од површината.<ref>{{Наведено списание|last=Faherty|first=Jacqueline K.|last2=Tinney|first2=C. G.|last3=Skemer|first3=Andrew|last4=Monson|first4=Andrew J.|date=2014-09-01|title=Indications of Water Clouds in the Coldest Known Brown Dwarf|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...793L..16F|journal=The Astrophysical Journal|volume=793|issue=1|pages=L16|arxiv=1408.4671|bibcode=2014ApJ...793L..16F|doi=10.1088/2041-8205/793/1/L16|issn=0004-637X}}</ref>

=== Кафеави џуџиња со мала маса наспроти планети со голема маса ===
[[Податотека:Brown_Dwarf_HD_29587_B.png|десно|мини| Уметнички концепт на кафеавото џуџе околу ѕвездата HD 29587, придружник познат како HD 29587 b, проценет на околу 55 јупитерови маси]]
Како ѕвезди, кафеавите џуџиња се формираат независно, но, за разлика од ѕвездите, им недостига доволно маса за да ја „запалат“ водородното соединување. Како и сите ѕвезди, тие можат да се појават поединечно или во непосредна близина на други ѕвезди. Некои се вртат и можат, како планетите, да имаат ексцентрични орбити.

==== Нејаснотии на големината и согорување на горивото ====
Кафеавите џуџиња се сите приближно ист полупречник како Јупитер. На највисокиот крај од нивниот опсег на маса ({{Јупитерова маса|60–90}}), волуменот на кафеавото џуџе е управуван првенствено од притисокот на дегенерација на електрони,<ref>{{Наведено списание|last=Basri|first=Gibor|last2=Brown|first2=Michael E.|author-link2=Michael E. Brown|date=2006-08-20|title=Planetesimals to Brown Dwarfs: What is a Planet?|journal=[[Annual Review of Earth and Planetary Sciences]]|volume=34|issue=2006|pages=193–216|arxiv=astro-ph/0608417|bibcode=2006AREPS..34..193B|doi=10.1146/annurev.earth.34.031405.125058}}</ref> како што е кај белите џуџиња; на долниот крај на опсегот ({{Јупитерова маса|10}}), нивниот волумен е управуван првенствено од Кулоновиот притисок, како што е кај планетите. Нето резултатот е дека полупречниците на кафеавите џуџиња варираат за само 10-15% во опсегот на можните маси. Покрај тоа, односот маса-полупречник не покажува промена од околу една маса на Сатурн до почетокот на согорувањето на водородот ({{Вред|0.080|0.008}}), што сугерира дека од оваа перспектива кафеавите џуџиња се едноставно џиновски планети со голема маса.<ref name="ChenKipping">{{Наведено списание|last=Chen|first=Jingjing|last2=Kipping|first2=David|date=2016|title=Probabilistic Forecasting of the Masses and Radii of Other Worlds|journal=The Astrophysical Journal|volume=834|issue=1|page=17|arxiv=1603.08614|bibcode=2017ApJ...834...17C|doi=10.3847/1538-4357/834/1/17|doi-access=free}}</ref> Ова може да го отежне нивното разликување од планетите.

Покрај тоа, многу кафеави џуџиња не се подложени на соединување; дури и оние на највисокиот дел од опсегот на маса (над {{Јупитерова маса|60}}) се ладат доволно брзо што по 10&nbsp;милиони години тие повеќе не се подложени на соединување.

==== Топлински спектар ====
Рендгенските зраци и инфрацрвените спектри се знаци на кафеави џуџиња. Некои испуштаат [[рендгенски зраци]]; и сите „топли“ џуџиња продолжуваат да светат јасно во црвениот и [[Инфрацрвено зрачење|инфрацрвениот]] спектар додека не се изладат на температури слични на планетите (под 1.000&nbsp;К).

[[Гасовит џин|Гасните џинови]] имаат некои од карактеристиките на кафеавите џуџиња. Како и Сонцето, [[Јупитер]] и [[Сатурн (планета)|Сатурн]] се направени првенствено од водород и хелиум. Сатурн е речиси исто толку голем како Јупитер, и покрај тоа што има само 30% маса. Три од џиновските планети во Сончевиот Систем (Јупитер, Сатурн и [[Нептун]]) испуштаат многу повеќе (до околу двапати) топлина отколку што примаат од Сонцето.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://astronomy.nmsu.edu/tharriso/ast105/UranusandNeptune.html|title=The Jovian Planets: Uranus, and Neptune|archive-url=https://web.archive.org/web/20120118184803/http://astronomy.nmsu.edu/tharriso/ast105/UranusandNeptune.html|archive-date=2012-01-18|accessdate=2013-03-15}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/cosmic_reference/planets.html|title=Cool Cosmos – Planets and Moons|archive-url=https://web.archive.org/web/20190221171452/http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/cosmic_reference/planets.html|archive-date=2019-02-21|accessdate=2019-02-11}}</ref> Сите четири џиновски планети имаат свои „планетарни“ системи, во форма на екстензивни системи на месечината.

==== Тековен стандард на МАС ====
Во моментов, [[Меѓународен астрономски сојуз|Меѓународниот астрономски сојуз]] разгледува објект над {{Јупитерова маса|13}}  (ограничувачката маса за термојадрено спојување на деутериум) да биде кафеаво џуџе, додека објект под таа маса (и кој орбитира околу ѕвезда или ѕвезден остаток) се смета за планета. Минималната маса потребна за активирање на одржливо согорување на водород (околу {{Јупитерова маса|80}}) ја формира горната граница на дефиницијата.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://home.dtm.ciw.edu/users/boss/definition.html|title=Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"|date=2003-02-28|work=IAU position statement|archive-url=https://web.archive.org/web/20141216075559/http://home.dtm.ciw.edu/users/boss/definition.html|archive-date=2014-12-16|accessdate=2014-04-28}}</ref>

Исто така, се дебатира дали кафеавите џуџиња би биле подобро дефинирани со нивниот процес на формирање наместо со теоретски граници на масата засновани на реакции на јадрено соединување. Според оваа интерпретација, кафеавите џуџиња се оние објекти кои ги претставуваат производите со најниска маса од процесот на [[ѕвездообразба]], додека планетите се објекти формирани во [[насобирачки диск]] околу ѕвездата. Откриените најстудени објекти кои слободно лебдат, како што е WISE 0855, како и познатите млади објекти со најниска маса, како PSO J318.5−22, се смета дека имаат маса под {{Јупитерова маса|13}}, и како резултат понекогаш се нарекуваат објекти со планетарна маса поради двосмисленоста дали тие треба да се сметаат за непријателски планети или како ѕвезди односно кафеави џуџиња. Постојат објекти со планетарна маса за кои е познато дека орбитираат околу кафеавите џуџиња, како што се 2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb, 2MASS J044144b и Oph 98 B.

Поголемите објекти ќе изгорат поголем дел од нивниот деутериум, а помалите ќе изгорат само малку, а вредноста на масата на Јупитер од 13 е некаде помеѓу.<ref name="bodenheimer2013">{{Наведено списание|last=Bodenheimer|first=Peter|last2=D'Angelo|first2=Gennaro|last3=Lissauer|first3=Jack J.|author-link3=Jack J. Lissauer|last4=Fortney|first4=Jonathan J.|last5=Saumon|first5=Didier|date=2013|title=Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion|journal=The Astrophysical Journal|volume=770|issue=2|pages=120 (13 pp.)|arxiv=1305.0980|bibcode=2013ApJ...770..120B|doi=10.1088/0004-637X/770/2/120}}</ref> Количината на изгорениот деутериум, исто така, до одреден степен зависи од составот на објектот, конкретно од количината на присутни [[хелиум]] и деутериум и од делот на потешките елементи, што ја одредува атмосферската непроѕирност, а со тоа и стапката на радијативно ладење.<ref name="Spiegel2011">{{Наведено списание|last=Spiegel|first=David S.|last2=Burrows|first2=Adam|last3=Milson|first3=John A.|date=2011|title=The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets|journal=The Astrophysical Journal|volume=727|issue=1|page=57|arxiv=1008.5150|bibcode=2011ApJ...727...57S|doi=10.1088/0004-637X/727/1/57}}</ref>

Започнувајќи од 2011 година, [[Енциклопедија на вонсончеви планети|Енциклопедијата на вонсончеви планети]]  вклучила објекти до 25 јупитерови маси, велејќи: „Фактот дека не постои посебна карактеристика околу {{Јупитерова маса|13}} во набљудуваниот масен спектар го зајакнува изборот да се заборави оваа граница на масата.“ <ref>{{Наведено списание|last=Schneider|first=Jean|last2=Dedieu|first2=Cyril|last3=Le Sidaner|first3=Pierre|last4=Savalle|first4=Renaud|last5=Zolotukhin|first5=Ivan|date=2011|title=Defining and cataloging exoplanets: The exoplanet.eu database|journal=[[Astronomy & Astrophysics]]|volume=532|issue=79|pages=A79|arxiv=1106.0586|bibcode=2011A&A...532A..79S|doi=10.1051/0004-6361/201116713}}</ref> Од 2016 година, оваа граница била зголемена на 60 јупитерови маси,<ref>{{Наведена книга|title=The CoRoT Legacy Book|last=Schneider|first=Jean|date=July 2016|isbn=978-2-7598-1876-1|page=157|chapter=Exoplanets versus brown dwarfs: the CoRoT view and the future|arxiv=1604.00917|doi=10.1051/978-2-7598-1876-1.c038}}</ref> врз основа на студија за односите маса-густина.<ref>{{Наведено списание|last=Hatzes|first=Artie P.|last2=Rauer|first2=Heike|author-link2=Heike Rauer|year=2015|title=A Definition for Giant Planets Based on the Mass-Density Relationship|journal=The Astrophysical Journal|volume=810|issue=2|page=L25|arxiv=1506.05097|bibcode=2015ApJ...810L..25H|doi=10.1088/2041-8205/810/2/L25}}</ref>

Истражувачот на податоци за вонсончеви планети вклучува објекти до 24 јупитерови маси со совет: „Разликата од 13 јупитерови маси од Работната група на МАС е физички немотивирана за планети со карпести јадра и е проблематична на набљудување поради [[Минимална маса|нејасноста на sin i]].<ref name="eod">{{Наведено списание|last=Wright|first=Jason T.|last2=Fakhouri|first2=Onsi|last3=Marcy|first3=Geoffrey W.|author-link3=Geoffrey Marcy|last4=Han|first4=Eunkyu|last5=Feng|first5=Y. Katherina|last6=Johnson|first6=John Asher|author-link6=John Johnson (astronomer)|last7=Howard|first7=Andrew W.|last8=Fischer|first8=Debra A.|author-link8=Debra Fischer|last9=Valenti|first9=Jeff A.|date=2010|title=The Exoplanet Orbit Database|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=123|issue=902|pages=412–422|arxiv=1012.5676|bibcode=2011PASP..123..412W|doi=10.1086/659427}}</ref> Архивата за вонсончеви планети на НАСА вклучува објекти со маса (или минимална маса) еднаква или помала од 30 јупитерови маси.<ref>[http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/docs/exoplanet_criteria.html Exoplanet Criteria for Inclusion in the Archive], NASA Exoplanet Archive</ref>

==== Под-кафеаво џуџе ====
[[Податотека:Sol_Cha-110913-773444_Jupiter.jpg|мини| Споредба на големината помеѓу [[Сонце]]то, младото под-кафеаво џуџе и [[Јупитер]]. Како што старее под-кафеавото џуџе, постепено ќе се лади и ќе се намалува.]]
Објекти под {{Јупитерова маса|13}}, наречени '''под-кафеави џуџиња''' или '''кафеави џуџиња со планетарна маса''', се формираат на ист начин како [[Ѕвезда|ѕвездите]] и кафеавите џуџиња (т.е. преку колапс на [[маглина]]), но имаат маса под ограничувачката маса за термојадрено спојување на деутериум.<ref>[http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html Working Group on Extrasolar Planets – Definition of a "Planet"] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20131209073011/http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html |date=2013-12-09 }} Position statement on the definition of a "planet" (IAU)</ref>

Некои истражувачи ги нарекуваат планети кои слободно лебдат,<ref name="Delorme2012">{{Наведено списание|last=Delorme|first=Philippe|last2=Gagné|first2=Jonathan|last3=Malo|first3=Lison|last4=Reylé|first4=Céline|last5=Artigau|first5=Étienne|last6=Albert|first6=Loïc|last7=Forveille|first7=Thierry|last8=Delfosse|first8=Xavier|last9=Allard|first9=France|date=December 2012|title=CFBDSIR2149-0403: a 4–7 Jupiter-mass free-floating planet in the young moving group AB Doradus?|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=548|page=A26|arxiv=1210.0305|bibcode=2012A&A...548A..26D|doi=10.1051/0004-6361/201219984}}</ref> додека други ги нарекуваат кафеави џуџиња со планетарна маса.<ref name="Luhman20140421">{{Наведено списание|last=Luhman|first=Kevin L.|author-link=Kevin Luhman|date=21 April 2014|title=Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun|journal=[[The Astrophysical Journal Letters]]|volume=786|issue=2|page=L18|arxiv=1404.6501|bibcode=2014ApJ...786L..18L|doi=10.1088/2041-8205/786/2/L18}}</ref>

=== Улога на другите физички својства во проценката на масата ===
Додека спектроскопските карактеристики можат да помогнат да се направи разлика помеѓу [[Црвено џуџе|ѕвездите со мала маса]] и кафеавите џуџиња, често е неопходно да се процени масата за да се дојде до заклучок. Теоријата зад проценката на масата е дека кафеавите џуџиња со слична маса се формираат на сличен начин и се жешки кога се формираат. Некои имаат спектрални типови кои се слични на ѕвездите со мала маса, како што е 2M1101AB. Како што се ладат, кафеавите џуџиња треба да задржат низа [[сјајност]] во зависност од масата.<ref>{{Наведено списание|last=Saumon|first=Didier|last2=Marley|first2=Mark S.|date=December 2008|title=The Evolution of L and T Dwarfs in Color-Magnitude Diagrams|journal=Astrophysical Journal|language=en|volume=689|issue=2|pages=1327–1344|arxiv=0808.2611|bibcode=2008ApJ...689.1327S|doi=10.1086/592734|issn=0004-637X}}</ref> Без староста и сјајноста, проценката на масата е тешка; на пример, кафеавото џуџе од типот L може да биде старо кафеаво џуџе со висока маса (можеби ѕвезда со мала маса) или младо кафеаво џуџе со многу мала маса. За џуџињата Y ова е помал проблем, бидејќи тие остануваат објекти со мала маса во близина на границата на под-кафеавото џуџе, дури и за релативно високи проценки на возраста.<ref name=":2">{{Наведено списание|last=Marocco|first=Federico|last2=Kirkpatrick|first2=J. Davy|last3=Meisner|first3=Aaron M.|last4=Caselden|first4=Dan|last5=Eisenhardt|first5=Peter R. M.|last6=Cushing|first6=Michael C.|last7=Faherty|first7=Jacqueline K.|last8=Gelino|first8=Christopher R.|last9=Wright|first9=Edward L.|year=2020|title=Improved infrared photometry and a preliminary parallax measurement for the extremely cold brown dwarf CWISEP J144606.62-231717.8|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=888|issue=2|pages=L19|arxiv=1912.07692|bibcode=2020ApJ...888L..19M|doi=10.3847/2041-8213/ab6201|doi-access=free}}</ref> За џуџињата L и T сè уште е корисно да се има точна проценка на возраста. Осветленоста овде е помалку заинтересирана, бидејќи тоа може да се процени од спектралната енергетска распространетост.<ref>{{Наведено списание|last=Filippazzo|first=Joseph C.|last2=Rice|first2=Emily L.|last3=Faherty|first3=Jacqueline K.|author-link3=Jackie Faherty|last4=Cruz|first4=Kelle L.|last5=Van Gordon|first5=Mollie M.|last6=Looper|first6=Dagny L.|date=September 2015|title=Fundamental Parameters and Spectral Energy Distributions of Young and Field Age Objects with Masses Spanning the Stellar to Planetary Regime|journal=Astrophysical Journal|language=en|volume=810|issue=2|pages=158|arxiv=1508.01767|bibcode=2015ApJ...810..158F|doi=10.1088/0004-637X/810/2/158|issn=0004-637X}}</ref> Проценката на возраста може да се направи на два начина. Или кафеавото џуџе е младо и сè уште има спектрални карактеристики кои се поврзани со младоста, или кафеавото џуџе се движи заедно со ѕвезда или ѕвездена група ([[ѕвездено јато]] или [[Ѕвездено здружение|здружение]]), каде што е полесно да се добијат проценки за возраста. Многу младо кафеаво џуџе кое дополнително било проучено со овој метод е 2M1207 и придружникот 2M1207b. Врз основа на местоположбата, [[Сопствено движење|правилното движење]] и спектрален потпис, било утврдено дека овој објект припаѓа на ~ 8 милиони години старото здружение TW Водна Змија, а масата на секундарната ѕвезда била утврдена дека е 8 ± 2 M J, под деутериумот. граница на горење.<ref>{{Наведено списание|last=Mohanty|first=Subhanjoy|last2=Jayawardhana|first2=Ray|last3=Huélamo|first3=Nuria|last4=Mamajek|first4=Eric|date=March 2007|title=The Planetary Mass Companion 2MASS 1207-3932B: Temperature, Mass, and Evidence for an Edge-on Disk|journal=Astrophysical Journal|language=en|volume=657|issue=2|pages=1064–1091|arxiv=astro-ph/0610550|bibcode=2007ApJ...657.1064M|doi=10.1086/510877|issn=0004-637X}}</ref> Пример за големата старост добиен со методот на заедничко движење е бинарното кафеаво џуџе + [[бело џуџе]] бинарно КОКОС-1, при што белото џуџе се проценува на {{Вред|7.3|2.8|1.6}} [[Година|милијарди години]]. Во овој случај масата не била проценета со изведената старост, но заедничкото движење обезбедило точна проценка на растојанието, користејќи ја [[паралакса]]та Гаја. Користејќи го ова мерење, авторите го процениле полупречникот, кој потоа бил искористен за да се процени масата за кафеавото џуџе како {{Вред|15.4|0.9|0.8}} {{Јупитерова маса}}.

== Набљудувања ==

=== Класификација на кафеави џуџиња ===

==== Ѕвездена класификација М ====
[[Податотека:Late-M-dwarf-nasa-hurt.png|лево|мини| Визија на уметникот за доцно-М џуџе]]
Тоа се кафеави џуџиња со спектрална класа од M5,5; тие се нарекуваат и доцни-М џуџиња. Некои научници ги сметаат за [[Црвено џуџе|црвени џуџиња]]. Сите кафеави џуџиња со спектрален тип М се млади објекти, како што е Теиде 1, кое е првото откриено кафеаво џуџе од типот М и LP 944-20, најблиското кафеаво џуџе од типот М.

==== Ѕвездена класификација L ====
[[Податотека:L-dwarf-nasa-hurt.png|мини|Концептот на уметникот за L џуџе]]
Дефинитивната карактеристика на [[Ѕвездена класификација|спектралната класа]] М, најстуден тип во долготрајната класична ѕвездена низа, е оптички спектар доминиран од апсорпциони појаси на молекули на титаниум (II) оксид (TiO) и ванадиум (II) оксид (VO). Сепак, GD 165 B, студен придружник на белото џуџе GD 165, немал ниту една карактеристика TiO на M џуџињата. Последователната идентификација на многу објекти како GD 165B на крајот довела до дефиниција на нова [[ѕвездена класификација]], '''L џуџиња''', дефинирани во црвениот оптички регион на спектарот не со ленти за насобирање на метал-оксид (TiO, VO), туку со метален [[хидрид]]. емисиони ленти (FeH, CrH, MgH, CaH) и истакнати атомски линии на [[Алкален метал|алкални метали]] (Na, K, Rb, Cs). Од 2013 година, биле идентификувани над 900 L-џуџињата,  повеќето со истражувања на широко поле: Истражување на целото небо со два микрони ([[2MASS]]), длабоко блиско инфрацрвено истражување на јужното небо (DENIS) и Истражување на дигитално небо на Слоан (SDSS). Оваа спектрална класа ги содржи и најстудените ѕвезди од главната низа (> 80 M<sub>J</sub>), кои имаат ѕвездена класификација од L2 до L6.<ref>{{Наведено списание|last=Smart|first=Richard L.|last2=Bucciarelli|first2=Beatrice|last3=Jones|first3=Hugh R. A.|last4=Marocco|first4=Federico|last5=Andrei|first5=Alexandre Humberto|last6=Goldman|first6=Bertrand|last7=Méndez|first7=René A.|last8=d'Avila|first8=Victor de A.|last9=Burningham|first9=Ben|date=December 2018|title=Parallaxes of Southern Extremely Cool objects III: 118 L and T dwarfs|journal=MNRAS|language=en|volume=481|issue=3|pages=3548–3562|arxiv=1811.00672|bibcode=2018MNRAS.481.3548S|doi=10.1093/mnras/sty2520|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>

==== Ѕвездена класификација Т ====
[[Податотека:T-dwarf-nasa-hurt.png|лево|мини| Уметнички концепт за Т џуџе]]
Бидејќи GD 165B е прототип на џуџињата L, Глизе 229 B е прототип на втората нова спектрална класа, '''T џуџиња'''. Т&nbsp;џуџињата се розово-магентни. Додека [[Инфрацрвено зрачење|блиските инфрацрвени]] (БИР) спектри на џуџињата L покажуваат силни апсорпциони појаси на H<sub>2</sub>O и [[јаглерод моноксид]] (CO), БИР спектарот на Глизе 229B е доминиран од апсорпциони ленти од [[метан]] (CH<sub>4</sub>), карактеристика што во Сончевиот Систем се наоѓа единствено во џиновските планети и [[Титан (месечина)|Титан]]. CH<sub>4</sub>, H<sub>2</sub>O и молекуларниот [[водород]] (H<sub>2</sub>) преку апсорпција предизвикана од судир (АПС) даваат Глизе 229B сини блиску инфрацрвени бои. На нејзиниот стрмно наведнат црвен оптички спектар му недостасуваат FeH и CrH појасите кои ги карактеризираат џуџињата L и наместо тоа е под влијание на исклучително широките карактеристики на апсорпција од алкалните метали [[Натриум|Na]] и [[Калиум|K.]] Овие разлики го навеле Џ. Дејви Киркпатрик да ја предложи спектралната класа Т за објекти кои покажуваат апсорпција на Н и К-појасот CH<sub>4</sub>. Од 2013 година биле идентификувани 355 Т&nbsp;џуџиња. БИР моделите за класификација за Т џуџињата неодамна биле развиени од Адам Бургасер и Том Гебале. Теоријата сугерира дека џуџињата L се мешавина од ѕвезди со многу мала маса и под-ѕвездени објекти (кафеави џуџиња), додека класата на џуџињата Т е целосно составена од кафеави џуџиња. Поради апсорпцијата на [[натриум]] и [[калиум]] во зелениот дел од спектарот на Т џуџињата, се проценува дека вистинската појава на Т џуџињата на човековата визуелна перцепција не е кафеава, туку [[магента]].<ref name="burrows">{{Наведено списание|last=Burrows|first=Adam|last2=Hubbard|first2=William B.|last3=Lunine|first3=Jonathan I.|last4=Liebert|first4=James|year=2001|title=The theory of brown dwarfs and extrasolar giant planets|journal=[[Reviews of Modern Physics]]|volume=73|issue=3|pages=719–765|arxiv=astro-ph/0103383|bibcode=2001RvMP...73..719B|doi=10.1103/RevModPhys.73.719}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница |url=http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/2mass/science/comparison.html |title="An Artist's View of Brown Dwarf Types" |accessdate=2024-09-06 |archive-date=2011-11-17 |archive-url=https://web.archive.org/web/20111117180311/http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/2mass/science/comparison.html |url-status=bot: unknown }}</ref> Кафеавите џуџиња од Т-класата, како што е WISE 0316+4307, се откриени на повеќе од 100 светлосни години од Сонцето.

==== Ѕвездена класификација Y ====
[[Податотека:WISE_1828+2650_Brown_dwarf.jpg|мини|Визија на уметникот за Y џуџе]]
Во 2009 година, за најстудените познати кафеави џуџиња биле проценети делотворни температури помеѓу 500 и 600 K (227–327&nbsp;°C; 440–620&nbsp;°F), и им била доделена спектралната класа T9. Три примери се кафеавите џуџиња CFBDS J005910.90–011401.3, ULAS J133553.45+113005.2 и ULAS J003402.77−005206.7.<ref name="four600k">{{Наведено списание|last=Leggett|first=Sandy K.|last2=Cushing|first2=Michael C.|last3=Saumon|first3=Didier|last4=Marley|first4=Mark S.|last5=Roellig|first5=Thomas L.|last6=Warren|first6=Stephen J.|last7=Burningham|first7=Ben|last8=Jones|first8=Hugh R. A.|last9=Kirkpatrick|first9=J. Davy|year=2009|title=The Physical Properties of Four ~600 K T Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal|volume=695|issue=2|pages=1517–1526|arxiv=0901.4093|bibcode=2009ApJ...695.1517L|doi=10.1088/0004-637X/695/2/1517}}</ref> Спектрите на овие објекти имаат врвови на апсорпција околу 1,55 микрометри. Делорме и сор. сугерирале дека оваа карактеристика се должи на апсорпција од [[амонијак]] и дека тоа треба да се земе како укажување на премин од T во Y, правејќи ги овие објекти од типот Y0.<ref name="tytrans">{{Наведено списание|last=Delorme|first=Philippe|last2=Delfosse|first2=Xavier|last3=Albert|first3=Loïc|last4=Artigau|first4=Étienne|last5=Forveille|first5=Thierry|last6=Reylé|first6=Céline|last7=Allard|first7=France|last8=Homeier|first8=Derek|last9=Robin|first9=Annie C.|year=2008|title=CFBDS J005910.90-011401.3: Reaching the T–Y brown dwarf transition?|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=482|issue=3|pages=961–971|arxiv=0802.4387|bibcode=2008A&A...482..961D|doi=10.1051/0004-6361:20079317}}</ref> Сепак, карактеристиката е тешко да се разликува од апсорпцијата со вода и [[метан]], и други автори изјавиле дека доделувањето на класата Y0 е прерано.<ref name="Burninghametal2008">{{Наведено списание|last=Burningham|first=Ben|last2=Pinfield|first2=David J.|last3=Leggett|first3=Sandy K.|last4=Tamura|first4=Motohide|last5=Lucas|first5=Philip W.|last6=Homeier|first6=Derek|last7=Day-Jones|first7=Avril|last8=Jones|first8=Hugh R. A.|last9=Clarke|first9=J. R. A.|date=2008|title=Exploring the substellar temperature regime down to ~550K|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=391|issue=1|pages=320–333|arxiv=0806.0067|bibcode=2008MNRAS.391..320B|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x|doi-access=free}}</ref>

Набљудувањата на [[Џејмс Веб (вселенски телескоп)|ЏВВТ]] на спектрална енергетска распространетост на Y-џуџе претставувала можност да набљудува неколку појаси на молекули во атмосферата на Y0-џуџе WISE 0359−5401. Набљудувањата опфатиле спектроскопија од 1 до 12 μm и фотометрија на 15, 18 и 21 μm. Молекулите вода (H<sub>2</sub>O), метан (CH<sub>4</sub>), јаглерод моноксид (CO), јаглерод диоксид (CO<sub>2</sub>) и амонијак (NH<sub>3</sub>) биле откриени во WISE 0359-5401. Многу од овие карактеристики биле забележани претходно кај ова Y-џуџе и потоплите Т-џуџе од други опсерватории, но [[Џејмс Веб (вселенски телескоп)|ЏВВТ]] можел да ги набљудува во еден спектар. Метанот е главниот резервоар на јаглерод во атмосферата на WISE 0359-5401, но сè уште има доволно јаглерод за да се формира забележлив јаглерод моноксид (на 4,5-5,0 μm) и јаглерод диоксид (на 4,2-4,35 μm) во Y-џуџето. Амонијакот бил тешко да се открие пред [[Џејмс Веб (вселенски телескоп)|ЏВВТ]], бидејќи се спојува со карактеристиката на апсорпција на водата во блиско инфрацрвеното светло, како и на 5,5-7,1 μm. На подолги бранови должини од 8,5-12 μm, во спектарот на WISE 0359-5401 доминира апсорпцијата на амонијак. На 3 μm има дополнителна новооткриена карактеристика на амонијак.<ref>{{Наведено списание|last=Beiler|first=Samuel A.|last2=Cushing|first2=Michael C.|last3=Kirkpatrick|first3=J. Davy|last4=Schneider|first4=Adam C.|last5=Mukherjee|first5=Sagnick|last6=Marley|first6=Mark S.|date=2023-07-01|title=The First JWST Spectral Energy Distribution of a Y Dwarf|journal=The Astrophysical Journal|volume=951|issue=2|pages=L48|arxiv=2306.11807|bibcode=2023ApJ...951L..48B|doi=10.3847/2041-8213/ace32c|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>

===== Поладна долна атмосфера =====
Обично кафеавите џуџиња имаат профил [[притисок]] – [[температура]] (P–T) во [[Адијабатски процес|адијабатска]] форма, што значи дека притисокот и температурата се зголемуваат со длабочината. [[Џејмс Веб (вселенски телескоп)|ЏВВТ]] спектроскопијата и фотометријата сугерираат дека Y-џуџињата имаат P-T профили кои не се во стандардна адијабатска форма. Тоа значи дека горните слоеви на атмосферата имаат потопла температура, а пониските слоеви имаат поладна температура. Ова се објаснува со брзото [[вртење]] на овие изолирани објекти. Брзото [[вртење]] доведува до динамички, топлински и хемиски промени, кои го нарушуваат конвективниот пренос на топлина од долната кон горната атмосфера. Овој различен P-T профил влијае на обликот на спектарот и влијае на составот на молекулите кои носат јаглерод и азот во атмосферата на Y-џуџињата.<ref name="Leggett+Tremblin">{{Наведено списание|last=Leggett|first=S. K.|last2=Tremblin|first2=Pascal|date=25 Sep 2023|title=The First Y Dwarf Data From JWST Show That Dynamic and Diabatic Processes Regulate Cold Brown Dwarf Atmospheres|journal=The Astrophysical Journal|volume=959|issue=2|page=86|arxiv=2309.14567|bibcode=2023ApJ...959...86L|doi=10.3847/1538-4357/acfdad|doi-access=free}}</ref>

===== Поединечни откритија на Y-џуџе =====
Временска рамка на откритијата на Y-џуџе:

* Април 2010: Две новооткриени ултрастудени [[кефеаво подџуџе|кафеави подџуџиња]] (UGPS 0722-05 и SDWFS 1433+35) биле предложени како прототипови за спектралната класа Y0.<ref>{{Наведено списание|last=Eisenhardt|first=Peter R. M.|last2=Griffith|first2=Roger L.|last3=Stern|first3=Daniel|last4=Wright|first4=Edward L.|author-link4=Edward L. Wright|last5=Ashby|first5=Matthew L. N.|last6=Brodwin|first6=Mark|last7=Brown|first7=Michael J. I.|last8=Bussmann|first8=R. S.|last9=Dey|first9=Arjun|date=2010|title=Ultracool Field Brown Dwarf Candidates Selected at 4.5 microns|journal=The Astronomical Journal|volume=139|issue=6|pages=2455|arxiv=1004.1436|bibcode=2010AJ....139.2455E|doi=10.1088/0004-6256/139/6/2455}}</ref>
* Февруари 2011: Луман и сор. го пријавиле откривањето на WD 0806−661 B, кафеаво џуџе придружник на блиското бело џуџе, со температура од &nbsp;{{Cvt|300|K|C F}} и маса од [[Јупитерова маса|{{Јупитерова маса|7}}]].<ref name="Luhman2011">{{Наведено списание|last=Luhman|first=Kevin L.|last2=Burgasser|first2=Adam J.|last3=Bochanski|first3=John J.|date=20 March 2011|title=Discovery of a candidate for the coolest known brown dwarf|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=730|issue=1|pages=L9|arxiv=1102.5411|bibcode=2011ApJ...730L...9L|doi=10.1088/2041-8205/730/1/L9}}</ref> Иако има планетарна маса, Родригез и сор. сугерираат дека е малку веројатно да се формирал на ист начин како планетите.<ref name="Rodriguez2011">{{Наведено списание|last=Rodriguez|first=David R.|last2=Zuckerman|first2=Benjamin|author-link2=Benjamin Zuckerman|last3=Melis|first3=Carl|last4=Song|first4=Inseok|date=10 May 2011|title=The ultra cool brown dwarf companion of WD 0806-661B: age, mass, and formation mechanism|journal=The Astrophysical Journal|volume=732|issue=2|pages=L29|arxiv=1103.3544|bibcode=2011ApJ...732L..29R|doi=10.1088/2041-8205/732/2/L29}}</ref>
* Февруари 2011: Набргу потоа, Лиу и сор. објавиле извештај за „многу студено“ (&nbsp;{{Cvt|370|K|C F}}) кафеаво џуџе што орбитира околу друго кафеаво џуџе со многу мала маса и забележал: „Со оглед на неговата мала осветленост, атипични бои и студена температура, CFBDS J1458+10B е ветувачки кандидат за хипотезираната спектрална класа Y“.<ref>{{Наведено списание|last=Liu|first=Michael C.|last2=Delorme|first2=Philippe|last3=Dupuy|first3=Trent J.|last4=Bowler|first4=Brendan P.|last5=Albert|first5=Loïc|last6=Artigau|first6=Étienne|last7=Reylé|first7=Céline|last8=Forveille|first8=Thierry|last9=Delfosse|first9=Xavier|date=28 Feb 2011|title=CFBDSIR J1458+1013B: A Very Cold (>T10) Brown Dwarf in a Binary System|journal=The Astrophysical Journal|volume=740|issue=2|pages=108|arxiv=1103.0014|bibcode=2011ApJ...740..108L|doi=10.1088/0004-637X/740/2/108}}</ref>
* Август 2011: Научниците со помош на податоците од Истражувачот на НАСА со широко поле (WISE) откриле шест објекти кои ги класифицираат како Y џуџиња со температури дури {{Cvt|25|C|K F}}.<ref name="Plait2011">{{Наведено списание|last=Plait|first=Phil|date=24 August 2011|title=WISE finds coolest brown dwarfs ever seen!|url=http://blogs.discovermagazine.com/badastronomy/2011/08/24/wise-finds-coolest-brown-dwarfs-ever-seen/#.UnGKkHDkudE|journal=Discover Magazine|archive-url=https://web.archive.org/web/20140726133222/http://blogs.discovermagazine.com/badastronomy/2011/08/24/wise-finds-coolest-brown-dwarfs-ever-seen/#.UnGKkHDkudE|archive-date=26 July 2014|access-date=30 October 2013}}</ref><ref name="NASA2011">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/news/wise20120608.html|title=WISE Finds Few Brown Dwarfs Close To Home|last=Clavin|first=Whitney|date=8 June 2012|archive-url=https://web.archive.org/web/20140315070839/http://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/news/wise20120608.html|archive-date=15 March 2014|accessdate=30 October 2013}}</ref> Тие биле објавени во два труда.<ref name="Kirkpatrick11">{{Наведено списание|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Cushing|first2=Michael C.|last3=Gelino|first3=Christopher R.|last4=Griffith|first4=Roger L.|last5=Skrutskie|first5=Michael F.|last6=Marsh|first6=Kenneth A.|last7=Wright|first7=Edward L.|last8=Mainzer|first8=A.|last9=Eisenhardt|first9=Peter R.|date=2011-12-01|title=The First Hundred Brown Dwarfs Discovered by the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJS..197...19K|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=197|issue=2|pages=19|arxiv=1108.4677|bibcode=2011ApJS..197...19K|doi=10.1088/0067-0049/197/2/19|issn=0067-0049}}</ref><ref name="Cushing11">{{Наведено списание|last=Cushing|first=Michael C.|last2=Kirkpatrick|first2=J. Davy|last3=Gelino|first3=Christopher R.|last4=Griffith|first4=Roger L.|last5=Skrutskie|first5=Michael F.|last6=Mainzer|first6=A.|last7=Marsh|first7=Kenneth A.|last8=Beichman|first8=Charles A.|last9=Burgasser|first9=Adam J.|date=2011-12-01|title=The Discovery of Y Dwarfs using Data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...743...50C|journal=The Astrophysical Journal|volume=743|issue=1|pages=50|arxiv=1108.4678|bibcode=2011ApJ...743...50C|doi=10.1088/0004-637X/743/1/50|issn=0004-637X}}</ref>

[[Податотека:WISE2010-040-rotate180.jpg|десно|мини| WISE 0458+6434 е првото ултрастудено кафеаво џуџе (зелена точка) откриено од WISE. Зелената и сината боја доаѓаат од инфрацрвените бранови должини мапирани со видливи бои.]]

* Јули 2012: Биле откриени седум нови Y-џуџиња, со што вкупниот број на потврдени Y-џуџиња станал четиринаесет.<ref name="Kirkpatrick12">{{Наведено списание|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Gelino|first2=Christopher R.|last3=Cushing|first3=Michael C.|last4=Mace|first4=Gregory N.|last5=Griffith|first5=Roger L.|last6=Skrutskie|first6=Michael F.|last7=Marsh|first7=Kenneth A.|last8=Wright|first8=Edward L.|last9=Eisenhardt|first9=Peter R.|date=2012-07-01|title=Further Defining Spectral Type "Y" and Exploring the Low-mass End of the Field Brown Dwarf Mass Function|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...753..156K|journal=The Astrophysical Journal|volume=753|issue=2|pages=156|arxiv=1205.2122|bibcode=2012ApJ...753..156K|doi=10.1088/0004-637X/753/2/156|issn=0004-637X}}</ref>  Едно од џуџињата Y, наречено WISE 1828+2650, било, од август 2011 година, рекордер за најстудено кафеаво џуџе - не емитувајќи воопшто видлива светлина, овој тип на објекти повеќе наликува на планета што плови повеќе отколку на ѕвезда. WISE 1828+2650 првично била проценета дека има атмосферска температура поладна од {{Cvt|300|K|C F}}.<ref>{{Наведени вести|url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/|title=Discovered: Stars as Cool as the Human Body|last=Morse|first=Jon|access-date=24 August 2011|archive-url=https://web.archive.org/web/20111007124027/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/|archive-date=7 October 2011}}</ref> Неговата температура оттогаш е ревидирана, а поновите проценки ја ставаат во опсег од 250 to 400 K (−23 to 127&nbsp;°C; −10 to 260&nbsp;°F).<ref name="Beichman2013">{{Наведено списание|last=Beichman|first=Charles A.|last2=Gelino|first2=Christopher R.|last3=Kirkpatrick|first3=J. Davy|last4=Barman|first4=Travis S.|last5=Marsh|first5=Kenneth A.|last6=Cushing|first6=Michael C.|last7=Wright|first7=Edward L.|date=2013|title=The Coldest Brown Dwarf (or Free-floating Planet)?: The Y Dwarf WISE 1828+2650|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=764|issue=1|pages=101|arxiv=1301.1669|bibcode=2013ApJ...764..101B|doi=10.1088/0004-637X/764/1/101}}</ref>
* Ноември 2012: Откриен е WISE J1639−6847. Од февруари 2024 година, тоа било второто најблиско познато Y-џуџе до Земјата.<ref name="Tinney12">{{Наведено списание|last=Tinney|first=C. G.|last2=Faherty|first2=Jacqueline K.|last3=Kirkpatrick|first3=J. Davy|last4=Wright|first4=Edward L.|last5=Gelino|first5=Christopher R.|last6=Cushing|first6=Michael C.|last7=Griffith|first7=Roger L.|last8=Salter|first8=Graeme|date=2012-11-01|title=WISE J163940.83-684738.6: A Y Dwarf Identified by Methane Imaging|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...759...60T|journal=The Astrophysical Journal|volume=759|issue=1|pages=60|arxiv=1209.6123|bibcode=2012ApJ...759...60T|doi=10.1088/0004-637X/759/1/60|issn=0004-637X}}</ref>
* Април 2014: Бил објавен WISE 0855−0714, со температурен профил проценет околу 225 to 260 K (−48 – −13&nbsp;°C; −55–8&nbsp;°F) и маса од {{Јупитерова маса|3 to 10}}.  Тоа било исто така невообичаено по тоа што нејзината забележана паралакса значела растојание блиску до {{Безпрелом|7.2 ± 0.7}} светлосни години од Сончевиот систем.
* Мај 2014: Објавен е Y-џуџето WISE J2209+2711.<ref name="Cushing14">{{Наведено списание|last=Cushing|first=Michael C.|last2=Kirkpatrick|first2=J. Davy|last3=Gelino|first3=Christopher R.|last4=Mace|first4=Gregory N.|last5=Skrutskie|first5=Michael F.|last6=Gould|first6=Andrew|date=2014-05-01|title=Three New Cool Brown Dwarfs Discovered with the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) and an Improved Spectrum of the Y0 Dwarf WISE J041022.71+150248.4|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014AJ....147..113C|journal=The Astronomical Journal|volume=147|issue=5|pages=113|arxiv=1402.1378|bibcode=2014AJ....147..113C|doi=10.1088/0004-6256/147/5/113|issn=0004-6256}}</ref>
* Ноември 2014: Објектот [[WISEA J1141−3326]] бил проценет дека е Y-џуџе <ref name="Tinney14">{{Наведено списание|last=Tinney|first=C. G.|last2=Faherty|first2=Jacqueline K.|last3=Kirkpatrick|first3=J. Davy|last4=Cushing|first4=Mike|last5=Morley|first5=Caroline V.|last6=Wright|first6=Edward L.|date=2014-11-01|title=The Luminosities of the Coldest Brown Dwarfs|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...796...39T|journal=The Astrophysical Journal|volume=796|issue=1|pages=39|arxiv=1410.0746|bibcode=2014ApJ...796...39T|doi=10.1088/0004-637X/796/1/39|issn=0004-637X}}</ref> и подоцна тоа било потврдено.<ref name="Tinney18">{{Наведено списание|last=Tinney|first=C. G.|last2=Kirkpatrick|first2=J. Davy|last3=Faherty|first3=Jacqueline K.|last4=Mace|first4=Gregory N.|last5=Cushing|first5=Mike|last6=Gelino|first6=Christopher R.|last7=Burgasser|first7=Adam J.|last8=Sheppard|first8=Scott S.|last9=Wright|first9=Edward L.|date=2018-06-01|title=New Y and T Dwarfs from WISE Identified by Methane Imaging|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=236|issue=2|pages=28|arxiv=1804.00362|bibcode=2018ApJS..236...28T|doi=10.3847/1538-4365/aabad3|issn=0067-0049|doi-access=free}}</ref>
* Април 2015: Откриен е бинарниот џуџе T+Y WISE J0146+4234 AB.<ref name="Dupuy15">{{Наведено списание|last=Dupuy|first=Trent J.|last2=Liu|first2=Michael C.|last3=Leggett|first3=S. K.|date=2015-04-01|title=Discovery of a Low-luminosity, Tight Substellar Binary at the T/Y Transition|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...803..102D|journal=The Astrophysical Journal|volume=803|issue=2|pages=102|arxiv=1502.04707|bibcode=2015ApJ...803..102D|doi=10.1088/0004-637X/803/2/102|issn=0004-637X}}</ref>
* Мај 2015: Три Y-џуџиња биле откриени со Хабл, со што вкупниот број на потврдени Y-џуџиња се искачил на 21.<ref name="Schneider15">{{Наведено списание|last=Schneider|first=Adam C.|last2=Cushing|first2=Michael C.|last3=Kirkpatrick|first3=J. Davy|last4=Gelino|first4=Christopher R.|last5=Mace|first5=Gregory N.|last6=Wright|first6=Edward L.|last7=Eisenhardt|first7=Peter R.|last8=Skrutskie|first8=M. F.|last9=Griffith|first9=Roger L.|date=2015-05-01|title=Hubble Space Telescope Spectroscopy of Brown Dwarfs Discovered with the Wide-field Infrared Survey Explorer|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...804...92S|journal=The Astrophysical Journal|volume=804|issue=2|pages=92|arxiv=1502.05365|bibcode=2015ApJ...804...92S|doi=10.1088/0004-637X/804/2/92|issn=0004-637X}}</ref>
* Јуни 2018: [[WISEA J0302−5817]] беше објавен како Y-џуџе, а WISEA J1141−3326 беше потврден како Y-џуџе.<ref name="Tinney18" />
* Август 2019 година: Пребарувањето на каталогот CatWISE го открил CWISEP J1935-1546, едно од најстудените кафеави џуџиња со проценета температура од 270 до 360 K (−3–87&nbsp;°C; 26–188&nbsp;°F).<ref name="Marocco_etal_2019">{{Наведено списание|last=Marocco|first=Federico|last2=Caselden|first2=Dan|last3=Meisner|first3=Aaron M.|last4=Kirkpatrick|first4=J. Davy|last5=Wright|first5=Edward L.|last6=Faherty|first6=Jacqueline K.|last7=Gelino|first7=Christopher R.|last8=Eisenhardt|first8=Peter R. M.|last9=Fowler|first9=John W.|date=2019|title=CWISEP J193518.59 − 154620.3: An Extremely Cold Brown Dwarf in the Solar Neighborhood Discovered with CatWISE|journal=The Astrophysical Journal|volume=881|issue=1|pages=17|arxiv=1906.08913|bibcode=2019ApJ...881...17M|doi=10.3847/1538-4357/ab2bf0|doi-access=free}}</ref> Во 2023 година било објавено дека CWISEP J1935-1546 има емисија на метан поради поларната светлина.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.nasa.gov/missions/webb/nasas-webb-finds-signs-of-possible-aurorae-on-isolated-brown-dwarf/|title=NASA's Webb Finds Signs of Possible Aurorae on Isolated Brown Dwarf – NASA|date=2024-01-09|language=en-US|accessdate=2024-01-10}}</ref>
* Јануари 2020 година: Во јануари 2020 година откритието на WISE J0830+2837, првично откриено од граѓански научници од проектот Backyard Worlds, било претставено на 235-тиот состанок на Американското астрономско друштво. Ова џуџе Y е оддалечено 36,5 светлосни години од Сончевиот Систем и има температура од околу {{Cvt|350|K|C F}}.<ref>{{Наведено списание|last=Bardalez Gagliuffi|first=Daniella C.|last2=Faherty|first2=Jacqueline K.|last3=Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Collaboration|last4=Schneider|first4=Adam C.|last5=Meisner|first5=Aaron M.|last6=Caselden|first6=Dan|last7=Colin|first7=Guillaume|last8=Goodman|first8=Sam|last9=Kirkpatrick|first9=J. Davy|date=January 2020|title=WISE J0830+2837: the first Y dwarf from Backyard Worlds: Planet 9|journal=AAS|language=en|volume=52|pages=132.06|bibcode=2020AAS...23513206B}}</ref>
* Февруари 2020 година: Каталогот CatWISE ги комбинира истражувањата WISE и NEOWISE на НАСА.<ref>{{Наведено списание|last=Eisenhardt|first=Peter R. M.|last2=Marocco|first2=Federico|last3=Fowler|first3=John W.|last4=Meisner|first4=Aaron M.|last5=Kirkpatrick|first5=J. Davy|last6=Garcia|first6=Nelson|last7=Jarrett|first7=Thomas H.|last8=Koontz|first8=Renata|last9=Marchese|first9=Elijah J.|year=2020|title=The CatWISE Preliminary Catalog: Motions from WISE and NEOWISE Data|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|language=en|volume=247|issue=2|page=69|arxiv=1908.08902|bibcode=2020ApJS..247...69E|doi=10.3847/1538-4365/ab7f2a|doi-access=free}}</ref> Каталогот го проширил бројот на слаби извори и затоа бил користен за пронаоѓање на најбледите кафеави џуџиња, вклучувајќи ги и џуџињата Y. Седумнаесет кандидати Y џуџиња биле откриени од истражувачите на CatWISE. Првичната боја со вселенскиот телескоп Спицер покажала дека [[CW1446]] е едно од најцрвените и најстудените џуџиња Y.<ref>{{Наведено списание|last=Meisner|first=Aaron M.|last2=Caselden|first2=Dan|last3=Kirkpatrick|first3=J. Davy|last4=Marocco|first4=Federico|last5=Gelino|first5=Christopher R.|last6=Cushing|first6=Michael C.|last7=Eisenhardt|first7=Peter R. M.|last8=Wright|first8=Edward L.|last9=Faherty|first9=Jacqueline K.|year=2020|title=Expanding the Y Dwarf Census with Spitzer Follow-up of the Coldest CatWISE Solar Neighborhood Discoveries|journal=The Astrophysical Journal|volume=889|issue=2|pages=74|arxiv=1911.12372|bibcode=2020ApJ...889...74M|doi=10.3847/1538-4357/ab6215|doi-access=free}}</ref> Дополнителните податоци со Спицер покажале дека CW1446 е петтото најцрвено кафеаво џуџе, со температура од околу 310 до 360 K (37–87&nbsp;°C; 98–188&nbsp;°F)  и растојание од околу 10 парсеци.
* Август 2020 година: Пет кандидати Y-џуџиња биле откриени преку проектот Backyard Worlds.<ref name=":12">{{Наведено списание|last=Meisner|first=Aaron M.|last2=Faherty|first2=Jacqueline K.|last3=Kirkpatrick|first3=J. Davy|last4=Schneider|first4=Adam C.|last5=Caselden|first5=Dan|last6=Gagné|first6=Jonathan|last7=Kuchner|first7=Marc J.|last8=Burgasser|first8=Adam J.|last9=Casewell|first9=Sarah L.|date=2020-08-01|title=Spitzer Follow-up of Extremely Cold Brown Dwarfs Discovered by the Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project|journal=The Astrophysical Journal|volume=899|issue=2|pages=123|arxiv=2008.06396|bibcode=2020ApJ...899..123M|doi=10.3847/1538-4357/aba633|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>
* Април 2021 година: Новите кандидати за Y-џуџе биле објавени од тимовите на CatWISE и Backyard Worlds во заеднички труд.<ref name="Kirkpatrick212">{{Наведено списание|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Gelino|first2=Christopher R.|last3=Faherty|first3=Jacqueline K.|last4=Meisner|first4=Aaron M.|last5=Caselden|first5=Dan|last6=Schneider|first6=Adam C.|last7=Marocco|first7=Federico|last8=Cayago|first8=Alfred J.|last9=Smart|first9=R. L.|date=2021-03-01|title=The Field Substellar Mass Function Based on the Full-sky 20 pc Census of 525 L, T, and Y Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=253|issue=1|pages=7|arxiv=2011.11616|bibcode=2021ApJS..253....7K|doi=10.3847/1538-4365/abd107|issn=0067-0049|doi-access=free}}</ref>
* Август 2021: Рос 19В, стар објект во близина на границата T/Y што орбитира околу М-џуџето, бил откриен од тимот на Backyard Worlds.<ref name="Schneider21">{{Наведено списание|last=Schneider|first=Adam C.|last2=Meisner|first2=Aaron M.|last3=Gagné|first3=Jonathan|last4=Faherty|first4=Jacqueline K.|last5=Marocco|first5=Federico|last6=Burgasser|first6=Adam J.|last7=Kirkpatrick|first7=J. Davy|last8=Kuchner|first8=Marc J.|last9=Gramaize|first9=Léopold|date=2021-11-01|title=Ross 19B: An Extremely Cold Companion Discovered via the Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project|journal=The Astrophysical Journal|volume=921|issue=2|pages=140|arxiv=2108.05321|bibcode=2021ApJ...921..140S|doi=10.3847/1538-4357/ac1c75|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>
* Април 2023: WISE J0336−0143 бил потврден како бинарно Y-џуџе.<ref name=":14">{{Наведено списание|last=Calissendorff|first=Per|last2=De Furio|first2=Matthew|last3=Meyer|first3=Michael|last4=Albert|first4=Loïc|last5=Aganze|first5=Christian|last6=Ali-Dib|first6=Mohamad|last7=Gagliuffi|first7=Daniella C. Bardalez|last8=Baron|first8=Frederique|last9=Beichman|first9=Charles A.|date=2023-03-29|title=JWST/NIRCam Discovery of the First Y+Y Brown Dwarf Binary: WISE J033605.05–014350.4|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=947|issue=2|pages=L30|arxiv=2303.16923|bibcode=2023ApJ...947L..30C|doi=10.3847/2041-8213/acc86d|doi-access=free}}</ref> Секундарното В џуџе е веројатно едно од најстудените потврдени Y-џуџиња од декември 2023 година, со проценета температура од 246 до 404 K (−27–131&nbsp;°C; −17–268&nbsp;°F).<ref name="Kirkpatrick23">{{Наведено списание|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Marocco|first2=Federico|last3=Gelino|first3=Christopher R.|last4=Raghu|first4=Yadukrishna|last5=Faherty|first5=Jacqueline K.|last6=Bardalez Gagliuffi|first6=Daniella C.|last7=Schurr|first7=Steven D.|last8=Apps|first8=Kevin|last9=Schneider|first9=Adam C.|displayauthors=1|date=December 2023|title=The Initial Mass Function Based on the Full-sky 20-pc Census of ∼3,600 Stars and Brown Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|language=en|volume=271|issue=2|page=55|arxiv=2312.03639|bibcode=2024ApJS..271...55K|doi=10.3847/1538-4365/ad24e2|doi-access=free}}</ref>
* Ноември 2023 година: CWISE J1055+5443, објект претходно класифициран како Т-џуџе, бил потврден како блиско Y-џуџе.<ref name="Robbins23">{{Наведено списание|last=Robbins|first=Grady|last2=Meisner|first2=Aaron M.|last3=Schneider|first3=Adam C.|last4=Burgasser|first4=Adam J.|last5=Kirkpatrick|first5=J. Davy|last6=Gagné|first6=Jonathan|last7=Hsu|first7=Chih-Chun|last8=Moranta|first8=Leslie|last9=Casewell|first9=Sarah|date=2023-11-01|title=CWISE J105512.11+544328.3: A Nearby Y Dwarf Spectroscopically Confirmed with Keck/NIRES|journal=The Astrophysical Journal|volume=958|issue=1|pages=94|arxiv=2310.09524|bibcode=2023ApJ...958...94R|doi=10.3847/1538-4357/ad0043|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>
* Декември 2023: Биле објавени три нови кандидати за Y-џуџе. Вкупниот број на потврдени Y-џуџиња бил 27, а 30 дополнителни кандидати за Y-џуџе постоеле од февруари 2024 година.
* Јануари 2024: Две планети кандидати кои орбитираат околу белите џуџиња биле откриени со JWST. Доколку спектроскопски се потврди, тие најверојатно би биле Y-џуџиња поради нивната студена проценета температура (T<sub>eff</sub> <200 K).<ref>{{Наведено списание|last=Mullally|first=Susan E.|last2=Debes|first2=John|last3=Cracraft|first3=Misty|last4=Mullally|first4=Fergal|last5=Poulsen|first5=Sabrina|last6=Albert|first6=Loic|last7=Thibault|first7=Katherine|last8=Reach|first8=William T.|last9=Hermes|first9=J. J.|date=24 Jan 2024|title=JWST Directly Images Giant Planet Candidates Around Two Metal-Polluted White Dwarf Stars|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=962|issue=2|pages=L32|arxiv=2401.13153|bibcode=2024ApJ...962L..32M|doi=10.3847/2041-8213/ad2348|doi-access=free}}</ref>

==== Улога на вертикално мешање ====
[[Податотека:Reaction_methan_to_CO_in_brown_dwarfs.png|мини|225x225пкс| Главните хемиски патишта што ги поврзуваат јаглерод моноксидот и метанот. Краткотрајните радикали се означени со точка.]]
Во атмосферата во која доминира водородот на кафеавите џуџиња постои [[хемиска рамнотежа]] помеѓу [[јаглерод моноксид]] и [[метан]]. Јаглерод моноксид реагира со молекули на [[водород]] и формира метан и хидроксил во оваа реакција. Хидроксилниот радикал подоцна може да реагира со водород и да формира молекули на вода. Во другата насока на реакцијата, метанот реагира со хидроксил и формира јаглерод моноксид и водород. Хемиската реакција е навалена кон јаглерод моноксид при повисоки температури (L-џуџиња) и помал притисок. При пониски температури (Т-џуџиња) и повисок притисок реакцијата се навалува кон метан, а метанот преовладува на границата T/Y. Сепак, вертикалното мешање на атмосферата може да предизвика метанот да потоне во пониските слоеви на атмосферата и јаглерод моноксидот да се издигне од овие пониски и потопли слоеви. Јаглеродниот моноксид бавно реагира назад во метан поради енергетската бариера која го спречува распаѓањето на CO врските. Ова ја принудува забележливата атмосфера на кафеавото џуџе да биде во хемиска нерамнотежа. L/T преминот главно се дефинира со премин од атмосфера во која доминира јаглерод моноксид кај L-џуџињата во атмосфера во која доминира метан кај Т-џуџињата. Затоа, количината на вертикално мешање може да ја турне L/T-преносот на пониски или повисоки температури. Ова станува важно за објекти со скромна површинска гравитација и проширена атмосфера, како што се огромни [[Вонсончева планета|вонсончеви планети]]. Ова го турка преминот L/T кон пониски температури за џинските вонсончеви планети. За кафеавите џуџиња овој премин се случува на околу 1200 К. Вонсончевата планета HR 8799c, од друга страна, не покажува метан, додека има температура од 1100 K.<ref name=":9">{{Наведено списание|last=Zahnle|first=Kevin J.|last2=Marley|first2=Mark S.|date=2014-12-01|title=Methane, Carbon Monoxide, and Ammonia in Brown Dwarfs and Self-Luminous Giant Planets|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...797...41Z|journal=The Astrophysical Journal|volume=797|issue=1|pages=41|arxiv=1408.6283|bibcode=2014ApJ...797...41Z|doi=10.1088/0004-637X/797/1/41|issn=0004-637X}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFZahnleMarley2014">Zahnle, Kevin J.; Marley, Mark S. (2014-12-01). </cite></ref>

Преминот помеѓу T- и Y-џуџињата често се дефинира како 500 K поради недостатокот на спектрални набљудувања на овие студени и слаби објекти.<ref name=":10">{{Наведено списание|last=Bardalez Gagliuffi|first=Daniella C.|last2=Faherty|first2=Jacqueline K.|last3=Schneider|first3=Adam C.|last4=Meisner|first4=Aaron|last5=Caselden|first5=Dan|last6=Colin|first6=Guillaume|last7=Goodman|first7=Sam|last8=Kirkpatrick|first8=J. Davy|last9=Kuchner|first9=Marc|date=2020-06-01|title=WISEA J083011.95+283716.0: A Missing Link Planetary-mass Object|journal=The Astrophysical Journal|volume=895|issue=2|pages=145|arxiv=2004.12829|bibcode=2020ApJ...895..145B|doi=10.3847/1538-4357/ab8d25|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref> Идните набљудувања со [[Џејмс Веб (вселенски телескоп)|JWST]] и ELTs може да го подобрат примерокот на Y-џуџиња со набљудувани спектри. Во Y-џуџињата доминираат длабоки спектрални карактеристики на метан, водена пареа и веројатно карактеристики на апсорпција на [[амонијак]] и [[Мраз|воден мраз]]. Вертикалното мешање, облаците, металноста, [[фотохемија]]та, [[Молња|молњите]] и металните [[катализа]]тори може да влијаат на температурата на која се случува преминот L/T и T/Y.

==== Секундарни карактеристики ====
{| class="wikitable floatright" style="width: 26em"
|+Спектрални типови на кафеави џуџести
! colspan="2" | Секундарни карактеристики
|-
| pec
| Оваа наставка (на пр. L2pec) значи „необично“.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-display?data=sptypes|title=Spectral type codes|work=simbad.u-strasbg.fr|accessdate=2020-03-06}}</ref>
|-
| sd
| Овој префикс (на пр. sdL0) се залага за подџуџе и означува ниска металичност и сина боја <ref name=":5">{{Наведено списание|last=Burningham|first=Ben|last2=Smith|first2=Leigh|last3=Cardoso|first3=Cátia V.|last4=Lucas|first4=Philip W.|last5=Burgasser|first5=Adam J.|last6=Jones|first6=Hugh R. A.|last7=Smart|first7=Richard L.|date=May 2014|title=The discovery of a T6.5 subdwarf|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=440|issue=1|pages=359–364|arxiv=1401.5982|bibcode=2014MNRAS.440..359B|doi=10.1093/mnras/stu184|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>
|-
| β
| Објектите со бета (β) суфикс (на пр. L4β) имаат гравитација на средна површина.<ref name=":6">{{Наведено списание|last=Cruz|first=Kelle L.|last2=Kirkpatrick|first2=J. Davy|last3=Burgasser|first3=Adam J.|date=February 2009|title=Young L Dwarfs Identified in the Field: A Preliminary Low-Gravity, Optical Spectral Sequence from L0 to L5|journal=The Astronomical Journal|language=en|volume=137|issue=2|pages=3345–3357|arxiv=0812.0364|bibcode=2009AJ....137.3345C|doi=10.1088/0004-6256/137/2/3345|issn=0004-6256}}</ref>
|-
| γ
| Објектите со гама (γ) наставка (на пр. L5γ) имаат мала површинска гравитација.
|-
| red/црвено
| Црвениот суфикс (на пр. L0red) означува предмети без знаци на младост, но висока содржина на прашина <ref name=":7">{{Наведено списание|last=Looper|first=Dagny L.|last2=Kirkpatrick|first2=J. Davy|last3=Cutri|first3=Roc M.|last4=Barman|first4=Travis|last5=Burgasser|first5=Adam J.|last6=Cushing|first6=Michael C.|last7=Roellig|first7=Thomas|last8=McGovern|first8=Mark R.|last9=McLean|first9=Ian S.|date=October 2008|title=Discovery of Two Nearby Peculiar L Dwarfs from the 2MASS Proper-Motion Survey: Young or Metal-Rich?|journal=Astrophysical Journal|language=en|volume=686|issue=1|pages=528–541|arxiv=0806.1059|bibcode=2008ApJ...686..528L|doi=10.1086/591025|issn=0004-637X}}</ref>
|-
| blue/синo
| Синиот суфикс (на пр. L3blue) означува необични сини блиску инфрацрвени бои за џуџињата L без очигледна ниска металичност <ref name=":8">{{Наведено списание|last=Kirkpatrick|first=J. Davy|last2=Looper|first2=Dagny L.|last3=Burgasser|first3=Adam J.|last4=Schurr|first4=Steven D.|last5=Cutri|first5=Roc M.|last6=Cushing|first6=Michael C.|last7=Cruz|first7=Kelle L.|last8=Sweet|first8=Anne C.|last9=Knapp|first9=Gillian R.|date=September 2010|title=Discoveries from a Near-infrared Proper Motion Survey Using Multi-epoch Two Micron All-Sky Survey Data|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|language=en|volume=190|issue=1|pages=100–146|arxiv=1008.3591|bibcode=2010ApJS..190..100K|doi=10.1088/0067-0049/190/1/100|issn=0067-0049}}</ref>
|}

Младите кафеави џуџиња имаат ниска [[површинска гравитација]] затоа што имаат поголеми полупречници и помали маси од полето ѕвезди од сличен спектрален тип. Овие извори биле забележани со буквата ''бета'' (β) за гравитација на средна површина или ''гама'' (γ) за ниска површинска гравитација. Показателите за ниска површинска гравитација вклучуваат слаби линии CaH, KI и Na I, како и силна VO линија. ''Алфа'' (α) означува нормална површинска гравитација и обично се испушта. Понекогаш екстремно ниската површинска гравитација се означува со делта (δ). Наставката „pec“ значи „необично“; оваа наставка сè уште се користи за други карактеристики кои се невообичаени и ги сумира различните својства, што укажува на ниска површинска гравитација, подџуџести и нерешени податоци.<ref name="Faherty 10">{{Наведено списание|last=Faherty|first=Jacqueline K.|last2=Riedel|first2=Adric R.|last3=Cruz|first3=Kelle L.|last4=Gagne|first4=Jonathan|last5=Filippazzo|first5=Joseph C.|last6=Lambrides|first6=Erini|last7=Fica|first7=Haley|last8=Weinberger|first8=Alycia|last9=Thorstensen|first9=John R.|date=July 2016|title=Population Properties of Brown Dwarf Analogs to Exoplanets|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|language=en|volume=225|issue=1|pages=10|arxiv=1605.07927|bibcode=2016ApJS..225...10F|doi=10.3847/0067-0049/225/1/10|issn=0067-0049|doi-access=free}}</ref> Префиксот sd значи подџуџе и вклучува само студени подџуџиња. Овој префикс означува ниска [[металичност]] и кинематички својства кои се повеќе слични на [[Галактички ореол|ореол]] ѕвездите отколку на ѕвездите на дискот.  Подџуџестите изгледаат посини од објектите на дискот.  Црвениот суфикс опишува предмети со црвена боја, но постара возраст. Ова не се толкува како ниска површинска гравитација, туку како висока прашинска содржина.<ref name=":7"/><ref name=":8"/> Синиот суфикс опишува објекти со сини [[Инфрацрвено зрачење|блиски инфрацрвени]] бои кои не можат да се објаснат со мала металичност. Некои се објаснети како L+T бинарни, други не се бинарни, како што е 2MASS J11263991−5003550 и се објаснети со тенки и/или крупнозрнести облаци.

=== Спектрални и атмосферски својства на кафеавите џуџиња ===
[[Податотека:Anatomy_of_Brown_Dwarf's_Atmosphere.jpg|мини|Уметничка илустрација за внатрешната структура на кафеаво џуџе.]]
Поголемиот дел од флуксот што го емитираат џуџињата L и T е во опсег од 1- до 2,5 микрометри во близина на инфрацрвениот опсег. Ниските и опаѓачките температури низ доцната џуџеста секвенца-M, -L и -T резултираат со богат близу инфрацрвен [[спектар]] кој содржи широк спектар на карактеристики, од релативно тесни линии на неутрални атомски видови до широки молекуларни појаси, од кои сите имаат различни зависности од температурата, гравитацијата и [[металичност]]а. Овие ниски температурни услови придонесуваат за кондензација надвор од гасната состојба и формирање на зрна.
[[Податотека:PIA23684-BrownDwarfStar-Wind-SpitzerST-ArtistConcept-20200409.jpg|лево|мини|150x150пкс| Мерење на ветрот (Спицер; 9 април 2020 година) <ref name="EA-20200409">{{Наведени вести|url=https://www.eurekalert.org/pub_releases/2020-04/nrao-amw040620.php|title=Astronomers measure wind speed on a brown dwarf – Atmosphere, interior rotating at different speeds|last=[[National Radio Astronomy Observatory]]|date=9 April 2020|work=[[EurekAlert!]]|access-date=10 April 2020}}</ref>]]
Типичните атмосфери на познатите kafeavi џуџиња се движат со температура од 2200 до {{Вред|750}} келвини. Во споредба со ѕвездите, кои се загреваат со стабилна внатрешно соединување, кафеавите џуџиња брзо се ладат со текот на времето; помасивните џуџиња се ладат побавно од помалку масивните. Постојат некои докази дека ладењето на кафеавите џуџиња се забавува при преминот помеѓу спектралните класи L и T (околу 1000 K).<ref>{{Наведено списание|last=Chen|first=Minghan|last2=Li|first2=Yiting|last3=Brandt|first3=Timothy D.|last4=Dupuy|first4=Trent J.|last5=Cardoso|first5=Cátia V.|last6=McCaughrean|first6=Mark J.|year=2022|title=Precise Dynamical Masses of ε Indi Ba and Bb: Evidence of Slowed Cooling at the L/T Transition|journal=The Astronomical Journal|volume=163|issue=6|page=288|arxiv=2205.08077|bibcode=2022AJ....163..288C|doi=10.3847/1538-3881/ac66d2|doi-access=free}}</ref>

Набљудувањата на познати кандидати за кафеави џуџиња откриле модел на осветлување и затемнување на инфрацрвените емисии што сугерира релативно ладни, непроѕирни облаци кои ја заматуваат топлата внатрешност која се меша од екстремни ветрови. Се смета дека времето на таквите тела е исклучително силно, но далеку ги надминува познатите бури на Јупитер.

На 8 јануари 2013 година, астрономите со помош на вселенските телескопи [[Хабл (вселенски телескоп)|Хабл]] и Спицер на НАСА ја испитувале бурната атмосфера на кафеавото џуџе по име 2MASS J22282889–4310262, создавајќи ја досега најдеталната „временска карта“ на кафеавото џуџе. Покажува облаци со големина на планета, управувани од ветер. Новото истражување е отскочна штица кон подобро разбирање не само на кафеавите џуџиња, туку и на атмосферите на планетите надвор од Сончевиот Систем.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/star/brown-dwarf/2013/02/|title=NASA Space Telescopes See Weather Patterns in Brown Dwarf|work=Hubblesite|publisher=NASA|archive-url=https://web.archive.org/web/20140402162957/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/star/brown-dwarf/2013/02/|archive-date=2 April 2014|accessdate=8 January 2013}}</ref>

Во април 2020 година, научниците пријавиле брзина на ветар од +650 ± 310 метри во секунда на блиското кафеаво џуџе 2MASS J10475385+2124234. За да ги пресметаат мерењата, научниците го споредиле вртежното движење на атмосферските карактеристики, како што е утврдено со промените на осветленоста, наспроти електромагнетното создадено од внатрешноста на кафеавото џуџе. Резултатите ги потврдиле претходните предвидувања дека кафеавите џуџиња ќе имаат силни ветрови. Научниците се надеваат дека овој метод за споредба може да се искористи за истражување на атмосферската динамика на другите кафеави џуџиња и екстравонсончеви планети.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.cnn.com/2020/04/09/world/brown-dwarf-wind-speed-scn/index.html|title=Astronomers Clock High Winds on Object Outside Our Solar System|date=9 April 2020|work=CNN.com|publisher=CNN|accessdate=11 April 2020}}</ref>

=== Набљудувачки техники ===
[[Податотека:BrownDwarfs_Comparison_01.png|мини|Кафеавите џуџиња Теиде 1, Глизе 229 B и WISE 1828+2650 во споредба со црвеното џуџе Глизе 229A, Јупитер и нашето Сонце]]
Коронографите неодамна биле користени за откривање на слаби објекти кои орбитираат околу светли видливи ѕвезди, вклучувајќи ја и Глизе 229B.

Чувствителни телескопи опремени со уреди поврзани со полнење (CCD) биле користени за пребарување на далечни ѕвездени јата за слаби објекти, вклучувајќи ја и Теиде 1.

Пребарувањата на широко поле идентификувало поединечни слаби објекти, како што е Келу-1 (оддалечена 30 светлосни години).

Кафеавите џуџиња често се откриваат во истражувањата за откривање [[Вонсончева планета|вонсончеви планети]]. [[Начини на откривање на вонсончеви планети|Методите за откривање]] функционираат и за кафеавите џуџиња, иако тие се многу полесни за откривање.

Кафеавите џуџиња можат да бидат силни емитери на радио емисија поради нивните силни магнетни полиња. Набљудувачките програми во опсерваторијата Аресибо и Многу Голема Низа откриле над десетина такви објекти, кои се нарекуваат и ултраладни џуџиња бидејќи споделуваат заеднички магнетни својства со другите објекти од оваа класа.<ref name="ReferenceA">{{Наведено списание|last=Route|first=Matthew|last2=Wolszczan|first2=Alexander|date=20 October 2016|title=The Second Arecibo Search for 5 GHz Radio Flares from Ultracool Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal|volume=830|issue=2|page=85|arxiv=1608.02480|bibcode=2016ApJ...830...85R|doi=10.3847/0004-637X/830/2/85|doi-access=free}}</ref> Откривањето на радио емисија од кафеавите џуџиња овозможува директно мерење на јачината на нивното магнетно поле.

=== Пресвртници ===

* 1995: Првото кафеаво џуџе потврдено. Теиде 1, објект М8 во [[Ѕвездено јато|кластерот]] [[Плејади (ѕвездено јато)|Плејади]], е одбрано со CCD во шпанската опсерваторија Роке де лос Мучахос од Институтот за астрофиска на Канарските Острови.
* Прво потврдено метаново кафеаво џуџе. Откриен е Глизе 229B како орбитира околу црвеното џуџе Глизе 229 A (оддалечено 20 с.г.) користејќи адаптивен оптички коронограф за да ги изостри сликите од {{Convert|60|in|m}} рефлектирачки телескоп во [[Паломарска опсерваторија|опсерваторијата Паломар]] на планината Паломар во Јужна Калифорнија; следена инфрацрвена спектроскопија направена со нивниот {{Convert|200|in|m}} телескопот „Хејл“ покажува изобилство на метан.
* 1998: Првото кафеаво џуџе кое емитува Х-зраци. Ка Хелфа 1, објект М8 во темниот облак Камелеон I, е утврдено дека е извор на Х-зраци, сличен на конвективните ѕвезди од доцниот тип.
* 15 декември 1999 година: Откриен прв одблес на рендген од кафеаво џуџе. Тим од Универзитетот во Калифорнија го надгледува LP 944-20 ({{Јупитерова маса|60}}, 16 с.г. далеку) преку опсерваторијата за рендген Чандра, фаќа 2-часовен одблесок.<ref>{{Наведено списание|last=Rutledge|first=Robert E.|last2=Basri|first2=Gibor|last3=Martín|first3=Eduardo L.|last4=Bildsten|first4=Lars|date=1 August 2000|title=Chandra Detection of an X-Ray Flare from the Brown Dwarf LP 944-20|journal=The Astrophysical Journal|volume=538|issue=2|pages=L141–L144|arxiv=astro-ph/0005559|bibcode=2000ApJ...538L.141R|doi=10.1086/312817}}</ref>
* 27 јули 2000 година: Првата радио емисија (во одблесокот и мирувањето) откриена од кафеаво џуџе. Тим од студенти од Многу Голема Низа откриле емисија од LP 944–20. 
* 30 април 2004 година: Прво откривање на кандидат за [[вонсончева планета]] околу кафеаво џуџе: 2M1207b откриена со [[Многу голем телескоп|МГТ]] и првата директно снимена [[вонсончева планета]].<ref>{{Наведена изјава за печат|access-date=2020-02-09}}</ref>
* 20 март 2013 година: Откривање на најблискиот систем на кафеави џуџе: Луман 16.<ref>{{Наведено списание|last=Luhman|first=Kevin L.|date=April 2013|title=Discovery of a Binary Brown Dwarf at 2 pc from the Sun|journal=Astrophysical Journal Letters|language=en|volume=767|issue=1|pages=L1|arxiv=1303.2401|bibcode=2013ApJ...767L...1L|doi=10.1088/2041-8205/767/1/L1|issn=0004-637X}}</ref>
* 25 април 2014: Откриено најстудено познато кафеаво џуџе. WISE 0855−0714 е оддалечено 7,2 светлосни години (седми најблизок систем до Сонцето) и има температура помеѓу -48 и -13&nbsp;°C.

=== Извори на Х-зраци ===
[[Податотека:Lp94420_duo_m.jpg|мини|300x300пкс| Слика од Чандра на LP 944-20 пред одблесокот и за време на одблесокот]]
Рендгенските блесоци откриени од кафеавите џуџиња од 1999 година укажуваат на промена на магнетните полиња во нив, слични на оние кај ѕвездите со многу мала маса. Иако тие не спојуваат водород во хелиум во нивните јадра како ѕвездите, енергијата од спојувањето на деутериум и гравитациската контракција ја одржува нивната внатрешност топла и генерира силни магнетни полиња. Внатрешноста на кафеавото џуџе е во брзо зовриена или конвективна состојба. Кога се комбинира со брзото вртење што ја покажуваат повеќето кафеави џуџиња, конвекцијата поставува услови за развој на силно, заплеткано [[магнетно поле]] во близина на површината. Магнетните полиња што го создале одблесокот забележан од Чандра во LP 944-20 го имаат своето потекло во турбулентната магнетизирана плазма под „површината“ на кафеавото џуџе.

Користејќи ја опсерваторијата за рендгенски зраци Чандра на НАСА, научниците откриле рендгенски зраци од кафеаво џуџе со мала маса во систем со повеќе ѕвезди.<ref name="Williams">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.williams.edu/Astronomy/jay/chapter18_etu6.html|title=X-rays from a Brown Dwarf's Corona|date=April 14, 2003|archive-url=https://web.archive.org/web/20101230000830/http://www.williams.edu/Astronomy/jay/chapter18_etu6.html|archive-date=December 30, 2010|accessdate=March 19, 2010}}</ref> Ова е прв пат кафеаво џуџе толку блиску до неговите матични ѕвезди (ѕвезди слични на сонцето TWA 5A) да биде разрешено преку рендгенски зраци. „''Нашите податоци од Чандра покажуваат дека рендгенските зраци потекнуваат од короналната плазма на кафеавото џуџе, кое е околу 3 милиони степени целзиусови''“, изјавил Јоко Цубои од Универзитетот во Токио. „''Ова кафеаво џуџе е исто толку светло како Сонцето денес во споредба со светлината на Х-зраци, додека е педесет пати помалку масивно од Сонцето, кое значи дека оваа опсервација, значи, ја зголемува можноста дури и масивните планети да испуштаат рендгенски зраци сами за време на нивната младост''!“

=== Радио извори ===
Првото кафеаво џуџе кое било откриено дека емитува радио сигнали било LP 944-20, кое било забележано бидејќи исто така е извор на емисија на Х-зраци, а двата типа на емисија се со корона. Се смета дека приближно 5-10% од кафеавите џуџиња имаат силни магнетни полиња и емитуваат радио бранови, а може да има дури 40 магнетни кафеави џуџиња на 25 парсеци од Сонцето врз основа на методот на Монте Карло и нивната просечна просторна густина.<ref>{{Наведено списание|last=Route|first=Matthew|date=10 August 2017|title=Radio-flaring Ultracool Dwarf Population Synthesis|journal=The Astrophysical Journal|volume=845|issue=1|page=66|arxiv=1707.02212|bibcode=2017ApJ...845...66R|doi=10.3847/1538-4357/aa7ede|doi-access=free}}</ref> Моќта на радио емисиите на кафеавите џуџиња е приближно константна и покрај варијациите во нивните температури. Кафеавите џуџиња може да одржуваат магнетни полиња до 6 [[Гаус (единица)|kg]] во јачина.<ref>{{Наведено списание|last=Kao|first=Melodie M.|last2=Hallinan|first2=Gregg|last3=Pineda|first3=J. Sebastian|last4=Stevenson|first4=David|last5=Burgasser|first5=Adam J.|date=31 July 2018|title=The Strongest Magnetic Fields on the Coolest Brown Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=237|issue=2|page=25|arxiv=1808.02485|bibcode=2018ApJS..237...25K|doi=10.3847/1538-4365/aac2d5|doi-access=free}}</ref> Астрономите процениле дека кафеавите џуџести магнетосфери се протегаат на надморска височина од приближно 10<sup>7</sup> м со оглед на својствата на нивните радио емисии.<ref>{{Наведено списание|last=Route|first=Matthew|date=10 July 2017|title=Is WISEP J060738.65+242953.4 Really A Magnetically Active, Pole-on L Dwarf?|journal=The Astrophysical Journal|volume=843|issue=2|page=115|arxiv=1706.03010|bibcode=2017ApJ...843..115R|doi=10.3847/1538-4357/aa78ab|doi-access=free}}</ref> Не е познато дали радио емисиите од кафеавите џуџиња поблиску наликуваат на оние од планетите или ѕвездите. Некои кафеави џуџиња испуштаат редовни радио пулсирања, кои понекогаш се толкуваат како радио емисии кои се емитуваат од половите, но исто така може да зрачат и од активни региони. Редовното, периодично пресвртување на ориентацијата на радио брановите може да укаже дека кафеавите џуџести магнетни полиња периодично го менуваат поларитетот. Овие пресврти може да се резултат на циклус на магнетна активност на кафеаво џуџе, сличен на [[Сончев циклус|сончевиот циклус]].<ref>{{Наведено списание|last=Route|first=Matthew|date=20 October 2016|title=The Discovery of Solar-like Activity Cycles Beyond the End of the Main Sequence?|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=830|issue=2|page=L27|arxiv=1609.07761|bibcode=2016ApJ...830L..27R|doi=10.3847/2041-8205/830/2/L27|doi-access=free}}</ref>

Првото кафеаво џуџе од спектрална класа М пронајдено дека емитува радио бранови е LP 944-20, и тоа било откриено во 2001 година. Првото кафеаво џуџе од спектрална класа L пронајдено дека емитува радио бранови било 2MASS J0036159+182110, откриено во 2008 година. Првото кафеаво џуџе од спектрална класа Т пронајдено дека емитува радио бранови било 2MASS J10475385+2124234.<ref>{{Наведено списание|last=Route|first=M.|last2=Wolszczan|first2=A.|date=10 March 2012|title=The Arecibo Detection of the Coolest Radio-flaring Brown Dwarf|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=747|issue=2|page=L22|arxiv=1202.1287|bibcode=2012ApJ...747L..22R|doi=10.1088/2041-8205/747/2/L22}}</ref> Ова последно откритие било значајно бидејќи открило дека кафеавите џуџиња со температури слични на вонсончевите планети може да бидат домаќини на силни >1,7 кг магнетни полиња. Иако чувствителна потрага по радио емисија од џуџињата Y била спроведена во опсерваторијата Аресибо во 2010 година, не била откриена емисија.<ref>{{Наведено списание|last=Route|first=Matthew|date=1 May 2024|title=ROME. IV. An Arecibo Search for Substellar Magnetospheric Radio Emissions in Purported Exoplanet-hosting Systems at 5 GHz|journal=The Astrophysical Journal|volume=966|issue=1|page=55|arxiv=2403.02226|bibcode=2024ApJ...966...55R|doi=10.3847/1538-4357/ad30ff|doi-access=free}}</ref>

=== Последни случувања ===
[[Податотека:Brown_dwarfs_in_the_Sun’s_neighborhood.jpg|мини|Визуелизација што претставува тридимензионална карта на кафеави џуџиња (црвени точки) кои се откриени на 65 светлосни години од Сонцето <ref>{{Наведени вести|url=https://noirlab.edu/public/news/noirlab2105/|title=Mapping Our Sun's Backyard|last=Meisner|first=Aaron|access-date=1 February 2021|publisher=NOIRLab|last2=Kocz|first2=Amanda}}</ref>]]
Проценките за населенијата на кафеави џуџиња во сончево соседство сугерираат дека може да има дури шест ѕвезди за секое кафеаво џуџе.<ref name="space2012">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.space.com/16112-brown-dwarf-stars-sun-rare.html|title=Brown Dwarfs, Runts of Stellar Litter, Rarer than Thought|last=O'Neill|first=Ian|date=12 June 2012|publisher=Space.com|accessdate=2012-12-28}}</ref> Поновата проценка од 2017 година користејќи го младото масивно ѕвездено јато RCW 38 заклучила дека галаксијата Млечен Пат содржи помеѓу 25 и 100 милијарди кафеави џуџиња.<ref>{{Наведено списание|last=Muzic|first=Koraljka|last2=Schoedel|first2=Rainer|last3=Scholz|first3=Alexander|last4=Geers|first4=Vincent C.|last5=Jayawardhana|first5=Ray|last6=Ascenso|first6=Joana|last7=Cieza|first7=Lucas A.|date=2017-07-02|title=The low-mass content of the massive young star cluster RCW 38|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=471|issue=3|pages=3699–3712|arxiv=1707.00277|bibcode=2017MNRAS.471.3699M|doi=10.1093/mnras/stx1906|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>

Во едно иследување објавено во август 2017 година, вселенскиот телескоп Спицер на [[НАСА]] ги следел варијациите на инфрацрвената осветленост кај кафеавите џуџиња предизвикани од облакот со променлива дебелина. Набљудувањата откриле бранови од големи размери кои се шират во атмосферите на кафеавите џуџиња (слично на атмосферата на Нептун и другите џиновски планети од Сончевиот Систем). Овие атмосферски бранови ја модулираат дебелината на облаците и се шират со различни брзини (веројатно поради диференцијалното вртење).<ref>{{Наведено списание|last=Apai|first=Dániel|last2=Karalidi|first2=T.|last3=Marley|first3=Mark S.|last4=Yang|first4=H.|last5=Flateau|first5=D.|last6=Metchev|first6=S.|last7=Cowan|first7=N. B.|last8=Buenzli|first8=E.|last9=Burgasser|first9=Adam J.|year=2017|title=Zones, spots, and planetary-scale waves beating in brown dwarf atmospheres|journal=Science|volume=357|issue=6352|pages=683–687|bibcode=2017Sci...357..683A|doi=10.1126/science.aam9848|pmid=28818943|doi-access=free}}</ref>

Во август 2020 година, астрономите откриле 95 кафеави џуџиња во близина на [[Сонце]]то преку проектот Backyard Worlds: Planet 9.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.space.com/citizen-scientists-discover-95-brown-dwarfs.html|title=Volunteers spot almost 100 cold brown dwarfs near our sun|last=Gohd|first=Chelsea|date=19 August 2020|work=Space.com}}</ref>

Во 2024 година, [[Џејмс Веб (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“]] го дал досега најдеталниот временски извештај за две кафеави џуџиња, откривајќи „бурни“ услови. Овие џуџиња, како дел од [[Двојна ѕвезда|двоен ѕвезден систем]] наречен [[WISE 1049AB]], откриен во 2013 година, се оддалечени само 6,5 светлосни години од Земјата и се најблиските кафеави џуџиња до нашето Сонце. Истражувачите откриле дека имаат турбулентни облаци, најверојатно направени од силикатни зрна, со температури кои се движат од {{Convert|875|°C|°F}} до {{Convert|1026|°C|°F}}. Ова укажува дека жешкиот песок го разнесуваат ветровите на кафеавите џуџиња. Дополнително, биле откриени знаци на апсорпција на јаглерод моноксид, метан и водена пареа.<ref>[https://www.space.com/brown-dwarf-alien-weather-report-jwst Alien weather report: James Webb Space Telescope detects hot, sandy wind on 2 brown dwarfs; Space.com]</ref>

== Двојни кафеави џуџиња ==

=== Кафеаво џуџе-кафеава џуџеста бинарност ===
[[Податотека:Hubble_Space_Telescope_-_Brown_Dwarf_Binaries.gif|мини| Мулти-епохални снимки од кафеави џуџиња направени со [[Хабл (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп Хабл]]. Бинарниот Луман 16 AB (лево) е поблиску до Сончевиот Систем отколку другите примери прикажани овде.]]
Двојноста на кафеавите џуџиња од типот M, L и T се поретки со помала маса на примарната.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.noirlab.edu/public/announcements/geminiann16003/|title=Are the Coolest Brown Dwarfs Loners?|last=info@noirlab.edu|work=www.noirlab.edu|language=en|accessdate=2023-04-16}}</ref> L-џуџињата имаат бинарен дел од околу {{Вред|24|6|2}}% и бинарната фракција за доцните Т, рани Y-џуџиња (T5-Y0) е околу 8±6%.<ref name=":11">{{Наведено списание|last=Fontanive|first=Clémence|last2=Biller|first2=Beth|last3=Bonavita|first3=Mariangela|last4=Allers|first4=Katelyn|date=2018-09-01|title=Constraining the multiplicity statistics of the coolest brown dwarfs: binary fraction continues to decrease with spectral type|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=479|issue=2|pages=2702–2727|arxiv=1806.08737|bibcode=2018MNRAS.479.2702F|doi=10.1093/mnras/sty1682|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>

Бинарните системи со кафеави џуџиња имаат поголем сооднос придружник-домаќин <math>q=M_B/M_A</math> за бинарни датотеки со помала маса. Системите со [[Црвено џуџе|ѕвезда од типот М]] како примарна ѕвезда имаат на пример широка распространетост на q со предност од q≥0,4. Кафеавите џуџиња од друга страна покажуваат силна предност за q≥0,7. Раздвојувањето се намалува со масата: ѕвездите од типот М имаат одвојување со врв на 3-30 [[Астрономска единица|астрономски единици]] (АЕ), кафеавите џуџиња од типот ML имаат проектирано одвојување кое достигнува врв на 5-8 АЕ и објектите T5-Y0 имаат проектирано раздвојување кое следи логнормална распространетост со врвно одвојување од околу 2,9 АЕ.

Пример е најблиското кафеаво бинарно џуџе е Луман 16 AB со основно џуџе L7,5 и одвојување од 3,5 au и q=0,85. Раздвојувањето е на долниот крај на очекуваното одвојување за кафеавите џуџиња од типот ML, но односот на масата е типичен.

Не е познато дали истиот тренд продолжува со Y-џуџињата, бидејќи нивната големина на примерокот е многу мала. Џуџестите бинарни броеви Y+Y треба да имаат висок масен однос q и ниско раздвојување, достигнувајќи размери помали од една астрономска единица.<ref>{{Наведено списание|last=Opitz|first=Daniela|last2=Tinney|first2=C. G.|last3=Faherty|first3=Jacqueline|last4=Sweet|first4=Sarah|last5=Gelino|first5=Christopher R.|last6=Kirkpatrick|first6=J. Davy|date=2016-02-24|title=Searching for Binary Y dwarfs with the Gemini Multi-Conjugate Adaptive Optics System (GeMS)|journal=The Astrophysical Journal|volume=819|issue=1|pages=17|arxiv=1601.05508|bibcode=2016ApJ...819...17O|doi=10.3847/0004-637X/819/1/17|issn=1538-4357|doi-access=free}}</ref> Џуџето Y+Y WISE J0336-0143 неодамна било потврдено како двојно со вселенскиот телескоп [[Џејмс Веб (вселенски телескоп)|Џејмс Веб]] и има масен сооднос од q=0,62±0,05 и раздвојување од 0,97 астрономски единици. Истражувачите истакнуваат дека големината на примерокот на бинарните кафеави џуџиња со мала маса е премногу мала за да се утврди дали WISE J0336-0143 е типичен претставник на бинарните системни содржини со мала маса или необичен систем.

Набљудувањата на орбитата на бинарни системи кои содржат кафеави џуџиња може да се користат за мерење на масата на кафеавото џуџе. Во случај на 2MASSW J0746425+2000321, секундарната тежина изнесува 6% од сончевата маса. Ова мерење се нарекува динамична маса.<ref name="ReferenceB">{{Наведена изјава за печат|access-date=2019-12-11}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Bouy|first=Hervé|last2=Duchêne|first2=Gaspard|last3=Köhler|first3=Rainer|last4=Brandner|first4=Wolfgang|last5=Bouvier|first5=Jérôme|last6=Martín|first6=Eduardo L.|last7=Ghez|first7=Andrea Mia|last8=Delfosse|first8=Xavier|last9=Forveille|first9=Thierry|date=2004-08-01|title=First determination of the dynamical mass of a binary L dwarf|journal=Astronomy & Astrophysics|language=en|volume=423|issue=1|pages=341–352|arxiv=astro-ph/0405111|bibcode=2004A&A...423..341B|doi=10.1051/0004-6361:20040551|issn=0004-6361}}</ref> Кафеавиот џуџест систем најблизок до Сончевиот Систем е бинарниот Луман 16. Имало обид за пребарување на планети околу овој систем со сличен метод, но ниедна не била пронајдена.<ref>{{Наведено списание|last=Bedin|first=Luigi R.|last2=Pourbaix|first2=Dimitri|last3=Apai|first3=Dániel|last4=Burgasser|first4=Adam J.|last5=Buenzli|first5=Esther|last6=Boffin|first6=Henri M. J.|last7=Libralato|first7=Mattia|date=2017-09-01|title=Hubble Space Telescope astrometry of the closest brown dwarf binary system – I. Overview and improved orbit|url=https://academic.oup.com/mnras/article/470/1/1140/3896221|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=470|issue=1|pages=1140–1155|arxiv=1706.00657|doi=10.1093/mnras/stx1177|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>

=== Невообичаени бинарни кафеави џуџести ===
[[Податотека:SDSS_J1416+1348_legacy_dr10.jpg|мини|Широкото кафеаво бинарно џуџе SDSS J1416+1348]]
Широкиот бинарен систем 2M1101AB бил првиот бинарен со одвојување поголемо од {{Вред|20}} АЕ. Откривањето на системот дало дефинитивен увид за формирањето на кафеавите џуџиња. Претходно се сметало дека широките бинарни кафеави џуџиња не се формираат или барем се нарушени на возраст од 1-10 [[Мегагодина|Myr]]. Постоењето на овој систем исто така не е во согласност со хипотезата за исфрлање.<ref>{{Наведено списание|last=Luhman|first=Kevin L.|date=2004-10-10|title=The First Discovery of a Wide Binary Brown Dwarf|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=614|issue=1|pages=398–403|arxiv=astro-ph/0407344|bibcode=2004ApJ...614..398L|doi=10.1086/423666|issn=0004-637X}}</ref> Хипотезата за исфрлање била предложена хипотеза во која кафеавите џуџиња се формираат во повеќекратен систем, но се исфрлаат пред да добијат доволно маса за да согорат водород.<ref>{{Наведено списание|last=Reipurth|first=Bo|last2=Clarke|first2=Cathie|date=June 2003|title=Brown Dwarfs as Ejected Stellar Embryos: Observational Perspectives|journal=IAUS|language=en|volume=211|pages=13–22|arxiv=astro-ph/0209005|bibcode=2003IAUS..211...13R|doi=10.1017/s0074180900210188|issn=1743-9221}}</ref>

Неодамна бил откриен широкиот бинарен W2150AB. Тој сличен сооднос на маса и врзувачка енергија како 2M1101AB, но е со поголема старост и се наоѓа во различен регион на галаксијата. Додека 2M1101AB е во тесно преполн регион, бинарниот W2150AB е во ретко одвоено поле. Мора да преживеал било какви динамички интеракции во неговото [[ѕвездено јато]]. Бинарноста исто така припаѓа на неколку L+T бинарни податоци кои можат лесно да се решат преку опсерваториите од Земјата. Другите две се SDSS J1416+13AB и Луман 16.<ref>{{Наведено списание|last=Faherty|first=Jacqueline K.|last2=Goodman|first2=Sam|last3=Caselden|first3=Dan|last4=Colin|first4=Guillaume|last5=Kuchner|first5=Marc J.|last6=Meisner|first6=Aaron M.|last7=Gagné|first7=Jonathan|last8=Schneider|first8=Adam C.|last9=Gonzales|first9=Eileen C.|year=2020|title=WISE2150-7520AB: A very low mass, wide co-moving brown dwarf system discovered through the citizen science project Backyard Worlds: Planet 9|journal=The Astrophysical Journal|volume=889|issue=2|pages=176|arxiv=1911.04600|bibcode=2020ApJ...889..176F|doi=10.3847/1538-4357/ab5303|doi-access=free}}</ref>

Постојат и други интересни бинарни системи како што е [[Двојна ѕвезда|затемнувачкиот бинарен]] кафеав џуџест систем 2MASS J05352184–0546085.  Фотометриските проучувања на овој систем откриле дека помалку масивното кафеаво џуџе во системот е потопло од неговиот придружник со поголема маса.<ref name=":1">{{Наведено списание|last=Stassun|first=Keivan G.|last2=Mathieu|first2=Robert D.|last3=Valenti|first3=Jeff A.|year=2007|title=A Surprising Reversal of Temperatures in the Brown-Dwarf Eclipsing Binary 2MASS J05352184-0546085|journal=The Astrophysical Journal|volume=664|issue=2|pages=1154–1166|arxiv=0704.3106|bibcode=2007ApJ...664.1154S|doi=10.1086/519231}}</ref>

=== Кафеави џуџиња околу ѕвезди ===
Кафеавите џуџиња и масивните планети во блиска орбита (помалку од 5 АЕ) околу ѕвездите се ретки и ова понекогаш се опишува како пустина на кафеави џуџе. Помалку од 1% од ѕвездите со маса на Сонцето имаат кафеаво џуџе во опсег од 3-5 АЕ.<ref>{{Наведено списание|last=Grether|first=Daniel|last2=Lineweaver|first2=Charles H.|date=2006-04-01|title=How Dry is the Brown Dwarf Desert? Quantifying the Relative Number of Planets, Brown Dwarfs, and Stellar Companions around Nearby Sun-like Stars|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...640.1051G|journal=The Astrophysical Journal|volume=640|issue=2|pages=1051–1062|arxiv=astro-ph/0412356|bibcode=2006ApJ...640.1051G|doi=10.1086/500161|issn=0004-637X}}</ref>

Пример за двојно ѕвездено-кафеаво џуџе е првото откриено Т-џуџе Глизе 229 B, кое орбитира околу ѕвездата од главната низа Глизе 229 A, црвено џуџе. Познати се и кафеавите џуџиња кои орбитираат околу [[подџин]]овите, како што е [[TOI-1994b]] кој орбитира околу својата ѕвезда на секои 4,03 денови.<ref>{{Наведено списание|last=Page|first=Emma|last2=Pepper|first2=Joshua|last3=Kane|first3=Stephen|last4=Zhou|first4=George|last5=Addison|first5=Brett|last6=Wright|first6=Duncan|last7=Wittenmyer|first7=Robert|last8=Johnson|first8=Marshall|last9=Evans|first9=Philip|date=2022-06-01|title=TOI-1994b: An Eccentric Brown Dwarf Transiting a Subgiant|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022AAS...24030521P|journal=American Astronomical Society Meeting Abstracts|volume=54|issue=6|pages=305.21|bibcode=2022AAS...24030521P}}</ref>

Исто така, постои несогласување дали некои кафеави џуџиња со мала маса треба да се сметаат за планети. Архивата на НАСА за вонсончеви системи вклучува кафеави џуџиња со минимална маса помала или еднаква на 30 јупитерови маси како планети се додека има други исполнети критериуми (на пр. орбитираат околу ѕвезда).<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/docs/exoplanet_criteria.html|title=Exoplanet Criteria for Inclusion in the Exoplanet Archive|work=exoplanetarchive.ipac.caltech.edu|accessdate=2023-04-16}}</ref> Работната група за екстрасончеви планети на [[Меѓународен астрономски сојуз|МАС,]] од друга страна, ги разгледува единствено планетите со маса под 13 јупитерови маси.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://w.astro.berkeley.edu/~basri/defineplanet/IAU-WGExSP.htm|title=Working Group on Extrasolar Planets|work=w.astro.berkeley.edu|accessdate=2023-04-16}}</ref>

=== Систем Бело џуџе-Кафеаво џуџе ===
[[Податотека:LSPM_J0241+2553AB.jpg|мини|LSPM J0241+2553AB, Систем од бело џуџе (A)–кафеаво џуџе (B).]]
Кафеавите џуџиња околу [[Бело џуџе|белите џуџиња]] се доста ретки. GD 165 B, прототипот на џуџињата L, е еден таков систем.  Таквите системи можат да бидат корисни за одредување на староста на системот и масата на кафеавото џуџе. Други двојни системи од типот Бело џуџе-Кафеаво џуџе се COCONUTS-1 AB (старо 7 милијарди години), и LSPM J0055+5948 AB (10 милијарди години), SDSS J22255+0016 [[SDSS J22255+0016|AB]] (2 милијарди години). WD 0806-661 AB (1,5-2,7 милијарди години).<ref>{{Наведено списание|last=Leggett|first=S. K.|last2=Tremblin|first2=P.|last3=Esplin|first3=T. L.|last4=Luhman|first4=K. L.|last5=Morley|first5=Caroline V.|date=2017-06-01|title=The Y-type Brown Dwarfs: Estimates of Mass and Age from New Astrometry, Homogenized Photometry, and Near-infrared Spectroscopy|journal=The Astrophysical Journal|volume=842|issue=2|pages=118|arxiv=1704.03573|bibcode=2017ApJ...842..118L|doi=10.3847/1538-4357/aa6fb5|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>

Системите со блиски, [[Синхроно вртење|синхроно поврзани]] кафеави џуџиња кои орбитираат околу белите џуџиња припаѓаат на пред-катаклизмична променливи или ПКП. Познати се само осум потврдени ПКП кои содржат бело џуџе со придружник на кафеаво џуџе, вклучувајќи го и WD 0137-349 AB. Во изминатата историја на овие блиски двојни системи на бело џуџе-кафеаво џуџе, кафеавото џуџе е проголтано од ѕвездата во фазата на [[Црвен џин|црвениот џин]]. Кафеавите џуџиња со маса помала од 20 [[Јупитерова маса|јупитерови ѕвезди]] би испарувале за време на проголтувањето.<ref name="ReferenceB"/><ref>{{Наведено списание|last=Casewell|first=Sarah L.|last2=Braker|first2=Ian P.|last3=Parsons|first3=Steven G.|last4=Hermes|first4=James J.|last5=Burleigh|first5=Matthew R.|last6=Belardi|first6=Claudia|last7=Chaushev|first7=Alexander|last8=Finch|first8=Nicolle L.|last9=Roy|first9=Mervyn|date=31 January 2018|title=The first sub-70 min non-interacting WD–BD system: EPIC212235321|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=476|issue=1|pages=1405–1411|arxiv=1801.07773|bibcode=2018MNRAS.476.1405C|doi=10.1093/mnras/sty245|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref> Недостатокот на кафеави џуџиња кои орбитираат блиску до белите џуџиња може да се спореди со слични набљудувања на кафеави џуџиња околу ѕвездите од главната низа, опишани како кафеава џуџеста пустина.<ref>{{Наведено списание|last=Longstaff|first=Emma S.|last2=Casewell|first2=Sarah L.|last3=Wynn|first3=Graham A.|last4=Maxted|first4=Pierre F. L.|last5=Helling|first5=Christiane|date=2017-10-21|title=Emission lines in the atmosphere of the irradiated brown dwarf WD0137−349B|url=https://academic.oup.com/mnras/article/471/2/1728/3974054|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=471|issue=2|pages=1728–1736|arxiv=1707.05793|bibcode=2017MNRAS.471.1728L|doi=10.1093/mnras/stx1786|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Grether|first=Daniel|last2=Lineweaver|first2=Charles H.|date=April 2006|title=How Dry is the Brown Dwarf Desert? Quantifying the Relative Number of Planets, Brown Dwarfs, and Stellar Companions around Nearby Sun-like Stars|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=640|issue=2|pages=1051–1062|arxiv=astro-ph/0412356|bibcode=2006ApJ...640.1051G|doi=10.1086/500161|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref> ПКП може да се развие во [[катаклизмична променлива ѕвезда]] (CV*) со кафеавото џуџе како донатор.<ref>{{Наведено списание|last=Rappaport|first=Saul A.|last2=Vanderburg|first2=Andrew|last3=Nelson|first3=Lorne|last4=Gary|first4=Bruce L.|last5=Kaye|first5=Thomas G.|last6=Kalomeni|first6=Belinda|last7=Howell|first7=Steve B.|last8=Thorstensen|first8=John R.|last9=Lachapelle|first9=François-René|date=2017-10-11|title=WD 1202-024: the shortest-period pre-cataclysmic variable|url=https://academic.oup.com/mnras/article/471/1/948/3892367|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=471|issue=1|pages=948–961|arxiv=1705.05863|bibcode=2017MNRAS.471..948R|doi=10.1093/mnras/stx1611|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref> Симулациите покажале дека високо еволуираното CV* е главно поврзано со подѕвездени донатори (до 80%).<ref name=":15">{{Наведено списание|last=Neustroev|first=Vitaly V.|last2=Mäntynen|first2=Iikka|date=2023-08-01|title=A brown dwarf donor and an optically thin accretion disc with a complex stream impact region in the period-bouncer candidate BW Sculptoris|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=523|issue=4|pages=6114–6137|arxiv=2212.03264|bibcode=2023MNRAS.523.6114N|doi=10.1093/mnras/stad1730|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref> Еден тип на CV*, наречен WZ Sge -тип на [[џуџеста нова]], често покажува донатори со маса блиску до границата на ѕвездите со мала маса и кафеви џуџиња.<ref>{{Наведено списание|last=Kato|first=Taichi|date=2015-12-01|title=WZ Sge-type dwarf novae|journal=Publications of the Astronomical Society of Japan|volume=67|issue=6|pages=108|arxiv=1507.07659|bibcode=2015PASJ...67..108K|doi=10.1093/pasj/psv077|issn=0004-6264|doi-access=free}}</ref> Бинарната BW Вајар е таква џуџеста нова со донатор на кафеаво џуџе. Ова кафеаво џуџе најверојатно се формирало кога ѕвезда-донатор изгубила доволно маса за да стане кафеаво џуџе. Губењето на масата доаѓа со губење на орбиталниот период додека не достигне минимум од 70-80 минути при што периодот повторно се зголемува.<ref name=":15" /> Може да постојат и кафеави џуџиња кои се спојуваат со бели џуџиња. Новата CK Лисица може да биде резултат на такво спојување на бело џуџе-кафеаво џуџе.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.almaobservatory.org/en/press-release/when-is-a-nova-not-a-nova-when-a-white-dwarf-and-a-brown-dwarf-collide/|title=When Is a Nova Not a 'Nova'? When a White Dwarf and a Brown Dwarf Collide|last=Lira|first=Nicolás|last2=Blue|first2=Charles E.|work=ALMA Observatory|archive-url=https://web.archive.org/web/20191022055806/https://www.almaobservatory.org/en/press-release/when-is-a-nova-not-a-nova-when-a-white-dwarf-and-a-brown-dwarf-collide/|archive-date=2019-10-22|accessdate=2019-11-12|last3=Turner|first3=Calum|last4=Hiramatsu|first4=Masaaki}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Eyres|first=Stewart P. S.|last2=Evans|first2=Aneurin|last3=Zijlstra|first3=Albert|last4=Avison|first4=Adam|last5=Gehrz|first5=Robert D.|last6=Hajduk|first6=Marcin|last7=Starrfield|first7=Sumner|author-link7=Sumner Starrfield|last8=Mohamed|first8=Shazrene|last9=Woodward|first9=Charles E.|date=2018-12-21|title=ALMA reveals the aftermath of a white dwarf–brown dwarf merger in CK Vulpeculae|url=https://academic.oup.com/mnras/article/481/4/4931/5107360|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=481|issue=4|pages=4931–4939|arxiv=1809.05849|bibcode=2018MNRAS.481.4931E|doi=10.1093/mnras/sty2554|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>

=== Кафеави џуџиња околу неутронски ѕвезди ===
Подѕвездени објекти околу [[Неутронска ѕвезда|неутронските ѕвезди]] се познати. Пример се пулсарите црна вдовица, кои се именувани по оригиналниот пулсар на црна вдовица PSR B1957+20. Познати се околу 41 такви црни вдовици. Пулсарот на црна вдовица се карактеризира со пулсар од милисекунда со подѕвезден придружник кој е аблиран од силниот ѕвезден ветер на пулсарот. Доколку придружникот има маса под 0,1 {{Сончева маса}}, се нарекува црна вдовица, над оваа маса се нарекува црвен пулсар.<ref>{{Наведено списание|last=Swihart|first=Samuel J.|last2=Strader|first2=Jay|last3=Chomiuk|first3=Laura|last4=Aydi|first4=Elias|last5=Sokolovsky|first5=Kirill V.|last6=Ray|first6=Paul S.|last7=Kerr|first7=Matthew|date=2022-12-01|title=A New Flaring Black Widow Candidate and Demographics of Black Widow Millisecond Pulsars in the Galactic Field|journal=The Astrophysical Journal|volume=941|issue=2|pages=199|arxiv=2210.16295|bibcode=2022ApJ...941..199S|doi=10.3847/1538-4357/aca2ac|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>

== Формирање и развој ==
[[Податотека:M1701117_R-SII-Ha(1).png|мини| HH 1165 лансиран од кафеавото џуџе Мајрит 1701117 во надворешната периферија на [[Сигма Орион]]ис]]
Кафеавите џуџиња се формираат слично на ѕвездите и се опкружени со [[Протопланетарен диск|протопланетарни дискови]],<ref name=":4">{{Наведено списание|last=Apai|first=Dániel|last2=Pascucci|first2=Ilaria|author-link2=Ilaria Pascucci|last3=Bouwman|first3=Jeroen|last4=Natta|first4=Antonella|last5=Henning|first5=Thomas|last6=Dullemond|first6=Cornelis P.|year=2005|title=The Onset of Planet Formation in Brown Dwarf Disks|journal=Science|volume=310|issue=5749|pages=834–6|arxiv=astro-ph/0511420|bibcode=2005Sci...310..834A|doi=10.1126/science.1118042|pmid=16239438}}</ref> како што е Ча 110913−773444. Од 2017 година постои само едно познато прото-кафеаво џуџе кое е поврзано со големо [[Хербиг-Ароово тело]]. Ова е кафеавото џуџе Мајрит 1701117, кое е опкружено со псевдо-диск и кеплеријански диск.<ref>{{Наведено списание|last=Riaz|first=Basmah|last2=Machida|first2=Masahiro N.|last3=Stamatellos|first3=Dimitris|date=July 2019|title=ALMA reveals a pseudo-disc in a proto-brown dwarf|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=486|issue=3|pages=4114–4129|arxiv=1904.06418|bibcode=2019MNRAS.486.4114R|doi=10.1093/mnras/stz1032|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref> Мајрит 1701117 го дава млазот HH 1165 долг 0,7 светлосни години, главно виден во јонизиран [[сулфур]].<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.noao.edu/news/2017/pr1701.php|title=Punching Above Its Weight, a Brown Dwarf Launches a Parsec-Scale Jet|last=Riaz|first=Basmah|last2=Najita|first2=Joan|work=National Optical Astronomy Observatory|archive-url=https://web.archive.org/web/20200218195420/https://www.noao.edu/news/2017/pr1701.php|archive-date=2020-02-18|accessdate=2020-02-18}}</ref>

Било откриено дека [[Околуѕвезден диск|дисковите]] околу кафеавите џуџиња имаат многу исти карактеристики како дисковите околу ѕвездите; затоа, се очекува дека околу кафеавите џуџиња ќе има планети формирани од насобирање. Со оглед на малата маса на кафеави џуџести дискови, повеќето планети ќе бидат копнени планети наместо гасни џинови.<ref name="tidalplanets">{{Наведено списание|last=Burrows|first=Adam|last2=Hubbard|first2=William B.|last3=Lunine|first3=Jonathan I.|last4=Liebert|first4=James|year=2011|title=Tidal evolution of planets around brown dwarfs|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=535|pages=A94|arxiv=1109.2906|bibcode=2011A&A...535A..94B|doi=10.1051/0004-6361/201117734}}</ref> Доколку џиновска планета орбитира околу кафеаво џуџе низ човековата видна линија, тогаш, бидејќи тие имаат приближно ист пречник, тоа би дало голем сигнал за [[Начини на откривање на вонсончеви планети|откривање преку премин]].  Насобирачкиот појас за планетите околу кафеавото џуџе е многу блиску до самото кафеаво џуџе, така што плимните сили би имале силен ефект.<ref name="tidalplanets" />
[[Податотека:Nearby_young_brown_dwarf_disk_WISEA_J120037.79-784508.3.png|лево|мини|275x275пкс| Уметнички приказ на кафеаво џуџе W1200-7845]]
Во 2020 година, најблиското кафеаво џуџе со поврзан исконски диск &#x2014; WISEA J120037.79-784508.3 (W1200-7845) &#x2014; било откриено од проектот Disk Detective кога волонтерите за класификација го забележале неговиот инфрацрвен вишок. Истиот бил проверен и анализиран од научниот тим кој открил дека W1200-7845 има 99,8% веројатност да биде член на [[Ѕвездено здружение|здружението]] ε Камелеон (ε Cha) на млади [[Ѕвездена кинематика|подвижни групи]]. Неговата паралакса (со користење на податоци од Gaia DR2) го става на растојание од 102 парсеци (или 333 светлосни години) од Земјата &#x2014; што е во локалното сончево соседство.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://blog.diskdetective.org/2020/08/12/our-new-paper-discovery-of-nearby-young-brown-dwarf-disk/|title=Our New Paper: Discovery of Nearby Young Brown Dwarf Disk!|last=Schutte|first=Maria|date=2020-08-12|work=DiskDetective.org|accessdate=2023-09-23}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Schutte|first=Maria C.|last2=Lawson|first2=Kellen D.|last3=Wisniewski|first3=John P.|last4=Kuchner|first4=Marc J.|last5=Silverberg|first5=Steven M.|last6=Faherty|first6=Jacqueline K.|last7=Gagliuffi|first7=Daniella C. Bardalez|last8=Kiman|first8=Rocio|last9=Gagné|first9=Jonathan|date=2020-08-04|title=Discovery of a Nearby Young Brown Dwarf Disk|journal=The Astrophysical Journal|volume=160|issue=4|pages=156|arxiv=2007.15735v2|bibcode=2020AJ....160..156S|doi=10.3847/1538-3881/abaccd|issn=1538-3881|doi-access=free}}</ref>

Еден труд од 2021 година ги проучувал [[Околуѕвезден диск|кружните ѕвездени дискови]] околу кафеавите џуџиња во [[Ѕвездено здружение|ѕвездени здруженија]] кои се стари неколку милиони години и оддалечени 140 до 200 парсеци. Истражувачите откриле дека овие дискови не се доволно масивни за да формираат планети во иднина. Постојат докази во овие дискови кои може да укажат дека формирањето на планетите започнува во претходните фази и дека планетите се веќе присутни во овие дискови. Доказите за развој на дискот вклучуваат намалување на масата на дискот со текот на времето, раст на зрнестата прашина и таложење на прашина. Дисковите околу кафеавите џуџиња обично имаат полупречник помал од 40 [[Астрономска единица|астрономски единици]], но три дискови во подалечниот молекуларен облак Бик имаат полупречник поголем од 70 АЕ и се разрешени со ALMA. Овие поголеми дискови се способни да формираат карпести планети со маса >1 M Е.<ref>{{Наведено списание|last=Ricci|first=L.|last2=Testi|first2=L.|last3=Natta|first3=A.|last4=Scholz|first4=A.|last5=de Gregorio-Monsalvo|first5=I.|last6=Isella|first6=A.|date=2014-08-01|title=Brown Dwarf Disks with ALMA|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...791...20R|journal=The Astrophysical Journal|volume=791|issue=1|pages=20|arxiv=1406.0635|bibcode=2014ApJ...791...20R|doi=10.1088/0004-637X/791/1/20|issn=0004-637X}}</ref> Исто така, постојат кафеави џуџиња со дискови во здруженија постари од неколку милиони години,<ref>{{Наведено списание|last=Boucher|first=Anne|last2=Lafrenière|first2=David|last3=Gagné|first3=Jonathan|last4=Malo|first4=Lison|last5=Faherty|first5=Jacqueline K.|last6=Doyon|first6=René|last7=Chen|first7=Christine H.|date=2016-11-01|title=BANYAN. VIII. New Low-mass Stars and Brown Dwarfs with Candidate Circumstellar Disks|journal=The Astrophysical Journal|volume=832|issue=1|pages=50|arxiv=1608.08259|bibcode=2016ApJ...832...50B|doi=10.3847/0004-637X/832/1/50|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref> што може да биде доказ дека на дисковите околу кафеавите џуџиња им треба повеќе време да се распаднат. Особено старите дискови (>20 Myrs) понекогаш се нарекуваат дискови на Петар Пан. Во моментов 2MASS J02265658-5327032 е единственото познато кафеаво џуџе кое има диск на Петар Пан.<ref>{{Наведено списание|last=Silverberg|first=Steven M.|last2=Wisniewski|first2=John P.|last3=Kuchner|first3=Marc J.|last4=Lawson|first4=Kellen D.|last5=Bans|first5=Alissa S.|last6=Debes|first6=John H.|last7=Biggs|first7=Joseph R.|last8=Bosch|first8=Milton K. D.|last9=Doll|first9=Katharina|date=2020-02-01|title=Peter Pan Disks: Long-lived Accretion Disks Around Young M Stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=890|issue=2|pages=106|arxiv=2001.05030|bibcode=2020ApJ...890..106S|doi=10.3847/1538-4357/ab68e6|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>

Кафеавото џуџе Ча 110913−773444, сместено на 500 светлосни години во соѕвездието Камаелеон, можеби е во процес на формирање минијатурен планетарен систем. Астрономите од Државниот универзитет во Пенсилванија откриле и веруваат дека е диск од гас и прашина сличен на оној за кој се претпоставува дека го формирал Сончевиот Систем. Ча 110913−773444 е најмалото кафеаво џуџе пронајдено до денес ({{Јупитерова маса|8}}), и ако формирал планетарен систем, би бил најмалиот познат објект што го поседува.<ref>{{Наведено списание|last=Luhman|first=Kevin L.|last2=Adame|first2=Lucía|last3=d'Alessio|first3=Paola|last4=Calvet|first4=Nuria|author-link4=Nuria Calvet|last5=Hartmann|first5=Lee|last6=Megeath|first6=S. T.|last7=Fazio|first7=G. G.|year=2005|title=Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk|journal=The Astrophysical Journal|volume=635|issue=1|pages=L93–L96|arxiv=astro-ph/0511807|bibcode=2005ApJ...635L..93L|doi=10.1086/498868}}</ref>

== Планети околу кафеаи џуџиња ==
[[Податотека:Artist’s_impression_of_the_disc_of_dust_and_gas_around_a_brown_dwarf.jpg|мини|Уметнички впечаток за остаточен диск и гас околу кафеаво џуџе <ref>{{Наведена изјава за печат|title=Even Brown Dwarfs May Grow Rocky Planets|access-date=3 December 2012}}</ref>]]
Според работната дефиниција на МАС (од август 2018 година) вонсончева планета може да орбитира околу кафеаво џуџе. Потребна е маса под 13 {{Јупитерова маса}}  и сооднос на маса од M/M <sub>централна</sub> <2/(25+√621). Ова значи дека објект со маса до 3,2 {{Јупитерова маса}} околу кафеаво џуџе со маса од 80 {{Јупитерова маса}} се смета за планета. Тоа значи и дека објект со маса до 0,52 {{Јупитерова маса}} околу кафеаво џуџе со маса од 13 {{Јупитерова маса}} се смета за планета.<ref>{{Наведено списание|last=Lecavelier des Etangs|first=A.|last2=Lissauer|first2=Jack J.|date=2022-06-01|title=The IAU working definition of an exoplanet|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022NewAR..9401641L|journal=New Astronomy Reviews|volume=94|pages=101641|arxiv=2203.09520|bibcode=2022NewAR..9401641L|doi=10.1016/j.newar.2022.101641|issn=1387-6473}}</ref>

Објектите со планетарна маса на супер-Јупитер 2M1207b, 2MASS J044144 и Oph 98 B кои орбитираат околу кафеавите џуџиња на големи орбитални растојанија можеби се формирани со [[Ѕвездообразба|колапс на облак]] наместо со насобирање и затоа може да бидат кафеави подџуџиња наместо во [[Планета|планети]] од релативно големи маси и големи орбити. Првото откритие на придружник со мала маса што орбитира околу кафеавото џуџе (ChaHα8) на мала орбитална оддалеченост користејќи ја техниката на радијална брзина го отворил патот за откривање на планети околу кафеави џуџиња на орбити од неколку АЕ или помали.<ref>{{Наведено списание|last=Joergens|first=Viki|last2=Müller|first2=André|year=2007|title=16–20 MJup Radial Velocity Companion Orbiting the Brown Dwarf Candidate Cha Hα 8|journal=The Astrophysical Journal|volume=666|issue=2|pages=L113–L116|arxiv=0707.3744|bibcode=2007ApJ...666L.113J|doi=10.1086/521825}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Joergens|first=Viki|last2=Müller|first2=André|last3=Reffert|first3=Sabine|date=2010|title=Improved radial velocity orbit of the young binary brown dwarf candidate Cha Hα 8|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=521|issue=A24|pages=A24|arxiv=1006.2383|bibcode=2010A&A...521A..24J|doi=10.1051/0004-6361/201014853}}</ref> Меѓутоа, со сооднос на маса помеѓу придружната и примарната во ChaHα8 од околу 0,3, овој систем наликува на двојна ѕвезда. Потоа, во 2008 година, бил откриен првиот придружник со планетарна маса во релативно мала орбита (MOA-2007-BLG-192Lb) кој орбитира околу кафеавото џуџе.<ref name="bennett2008">{{Наведено списание|last=Bennet|first=David P.|last2=Bond|first2=Ian A.|last3=Udalski|first3=Andrzej|last4=Sumi|first4=Takahiro|last5=Abe|first5=Fumio|last6=Fukui|first6=Akihiko|last7=Furusawa|first7=Kei|last8=Hearnshaw|first8=John B.|last9=Holderness|first9=Sarah|date=30 May 2008|title=A Low-Mass Planet with a Possible Sub-Stellar-Mass Host in Microlensing Event MOA-2007-BLG-192|journal=The Astrophysical Journal|volume=684|issue=1|pages=663–683|arxiv=0806.0025|bibcode=2008ApJ...684..663B|doi=10.1086/589940}}</ref>

Планетите околу кафеавите џуџиња најверојатно се јаглеродни планети исцрпени од вода.<ref>{{Наведено списание|last=Burrows|first=Adam|last2=Hubbard|first2=William B.|last3=Lunine|first3=Jonathan I.|last4=Liebert|first4=James|year=2013|title=The Atomic and Molecular Content of Disks Around Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal|volume=779|issue=2|pages=178|arxiv=1311.1228|bibcode=2013ApJ...779..178P|doi=10.1088/0004-637X/779/2/178}}</ref>

Проучувањето од 2017 година, засновано на набљудувања со Спицер, проценува дека 175 кафеави џуџиња треба да се следат за да се гарантира (95%) барем едно откривање на планета со големина под Земјата преку методот на премин.<ref>{{Наведено списание|last=He|first=Matthias Y.|last2=Triaud|first2=Amaury H. M. J.|last3=Gillon|first3=Michaël|date=January 2017|title=First limits on the occurrence rate of short-period planets orbiting brown dwarfs|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=464|issue=3|pages=2687–2697|arxiv=1609.05053|bibcode=2017MNRAS.464.2687H|doi=10.1093/mnras/stw2391|doi-access=free}}</ref> Телескопот Џејмс Веб потенцијално би можел да открие помали планети. Орбитите на планетите и месечините во [[Сончев Систем|Сончевиот Систем]] често се усогласуваат со ориентацијата на ѕвездата домаќин/планетата околу која орбитираат. Под претпоставка дека орбитата на планетата е порамнета со [[Вртење|вртежна оска]] на кафеаво џуџе или објект со планетарна маса, веројатноста за геометриски премин на објект сличен на [[Ија (месечина)|Ија]] може да се пресмета со формулата cos(79,5°)/cos([[Наклон (орбита)|наклон]]).<ref name=":122">{{Наведено списание|last=Limbach|first=Mary Anne|last2=Vos|first2=Johanna M.|last3=Winn|first3=Joshua N.|last4=Heller|first4=René|last5=Mason|first5=Jeffrey C.|last6=Schneider|first6=Adam C.|last7=Dai|first7=Fei|date=2021-09-01|title=On the Detection of Exomoons Transiting Isolated Planetary-mass Objects|journal=The Astrophysical Journal|volume=918|issue=2|pages=L25|arxiv=2108.08323|bibcode=2021ApJ...918L..25L|doi=10.3847/2041-8213/ac1e2d|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref> Наклонот бил проценет за неколку кафеави џуџиња и објекти со планетарна маса. SIMP 0136 на пример има проценет наклон од 80°±12.<ref>{{Наведено списание|last=Vos|first=Johanna M.|last2=Allers|first2=Katelyn N.|last3=Biller|first3=Beth A.|date=2017-06-01|title=The Viewing Geometry of Brown Dwarfs Influences Their Observed Colors and Variability Amplitudes|journal=The Astrophysical Journal|volume=842|issue=2|pages=78|arxiv=1705.06045|bibcode=2017ApJ...842...78V|doi=10.3847/1538-4357/aa73cf|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref> Претпоставувајќи ја долната граница од i≥68° за SIMP 0136, ова резултира со преминска веројатност од ≥48,6% за блиски планети. Сепак, не е познато колку се вообичаени блиските планети околу кафеавите џуџиња и тие може да бидат почести за објекти со помала маса, бидејќи се смета дека големината на дискот се намалува со масата.<ref name=":16">{{Наведено списание|last=Rilinger|first=Anneliese M.|last2=Espaillat|first2=Catherine C.|author-link2=Catherine Espaillat|date=2021-11-01|title=Disk Masses and Dust Evolution of Protoplanetary Disks around Brown Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal|volume=921|issue=2|pages=182|arxiv=2106.05247|bibcode=2021ApJ...921..182R|doi=10.3847/1538-4357/ac09e5|issn=0004-637X|doi-access=free}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFRilingerEspaillat2021">Rilinger, Anneliese M.; [[Кетрин Еспајлат|Espaillat, Catherine C.]] (2021-11-01). </cite></ref>

=== Живеалиште ===
Проучена е населливоста за хипотетички планети кои [[Орбита|орбитираат]] околу кафеавите џуџиња. Компјутерските модели кои сугерираат услови за овие тела да имаат планети погодни за живот се многу строги, [[Животопогоден појас|појасот погоден за живеење]] е тесен (T џуџе 0,005 AU) и се намалува со текот на времето, поради ладењето на кафеавото џуџе (тие се спојуваат најмногу 10 милиони години). Тамошните орбити би морале да бидат со екстремно ниска ексцентричност (од редот од 10 до минус 6) за да се избегнат силните [[Плимна сила|плимни сили]] кои би предизвикале неизбежен ефект на стаклена градина на планетите, што ќе ги направи непогодни за живеење. Исто така, нема да има месечини.<ref>
{{Наведено списание|last=Barnes|first=Rory|last2=Heller|first2=René|date=2011|title=Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary|journal=Astrobiology|volume=13|issue=3|pages=279–291|arxiv=1211.6467|bibcode=2013AsBio..13..279B|doi=10.1089/ast.2012.0867|pmc=3612282|pmid=23537137}}</ref>

== Суперлативни кафеави џуџиња ==
Во 1984 година, некои астрономи претпоставувале дека Сонцето може да биде орбитирано од неоткриено кафеаво џуџе (понекогаш наречено [[Немеза (претпоставена ѕвезда)|Немеза]]) кое може да комуницира со [[Ортов Облак|Ортовиот Облак]] исто како што можат [[Список на најблиски ѕвезди|ѕвездите кои поминуваат]]. Сепак, оваа хипотеза паднала во заборав.<ref name="Morrison">{{Наведена мрежна страница|url=http://astrobiology2.arc.nasa.gov/ask-an-astrobiologist/question/?id=16790|title=Scientists today no longer think an object like Nemesis could exist|last=Morrison|first=David|authorlink=David Morrison (astrophysicist)|date=2 August 2011|publisher=NASA Ask An Astrobiologist|archive-url=https://archive.today/20121213101422/http://astrobiology2.arc.nasa.gov/ask-an-astrobiologist/question/?id=16790|archive-date=13 December 2012|accessdate=2011-10-22}}</ref>

=== Табела со први откритија ===
{| class="wikitable" style="text-align:center;"
!Забележување
!Име
!Спектрален тип
!RA/Dec
!Соѕвездие
!Белешка
|-
|Прво откриено
|Gliese 569 Bab (Придружници на полето M3 ѕвезда)
|M8.5 and M9
|14<sup>h</sup>54<sup>m</sup>29.2<sup>s</sup> +16°06'04"
|[[Воловар (соѕвездие)|Воловар]]
|Сликано во 1985 година објавено во 1988 година се мери во 2004 година
|-
|Прво сликано со коронографија
|Глизе 229 B
|T6.5
|06<sup>h</sup>10<sup>m</sup>34.62<sup>s</sup> −21°51'52.1"
|[[Зајак (соѕвездие)|Зајак]]
|Откриено во 1994 година
|-
|Прво со [[планета]]
|2M1207
|M8
|12<sup>h</sup>07<sup>m</sup>33.47<sup>s</sup> −39°32'54.0"
|[[Кентаур (соѕвездие)|Кентаур]]
|Откриена во 2004 година
|-
|Прво со [[протопланетарен диск]]
|[[ChaHα1]]
|M7.5
|11<sup>h</sup>07<sup>m</sup>17.0<sup>s</sup> −77°35'54"
|[[Камелеон (соѕвездие)|Камелеон]]
|Диск откриен во 2000 година, првиот диск околу веројатно кафеаво џуџе, исто така првиот што емитува рендген<ref>{{Наведено списание|last=Comerón|first=F.|last2=Neuhäuser|first2=R.|last3=Kaas|first3=A. A.|date=2000-07-01|title=Probing the brown dwarf population of the Chamaeleon I star forming region|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000A&A...359..269C|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=359|pages=269–288|bibcode=2000A&A...359..269C|issn=0004-6361}}</ref>
|-
|Прво со биполарен одлив
|[[Rho-Oph 102]] (СИМБАД: [GY92] 102)
|
|16 26 42.758 −24 41 22.24
|[[Змијоносец (соѕвездие)|Змијоносец]] 
|делумно решен одлив<ref>{{Наведено списание|last=Whelan|first=Emma T.|last2=Ray|first2=Thomas P.|last3=Bacciotti|first3=Francesca|last4=Natta|first4=Antonella|last5=Testi|first5=Leonardo|last6=Randich|first6=Sofia|date=June 2005|title=A resolved outflow of matter from a brown dwarf|journal=Nature|language=en|volume=435|issue=7042|pages=652–654|arxiv=astro-ph/0506485|bibcode=2005Natur.435..652W|doi=10.1038/nature03598|issn=0028-0836|pmid=15931217}}</ref>
|-
|Прво со големи размери на [[Хербиг-Ароово тело]]
|[[Мајрит 1701117]] 
(Хербиг-Ароово тело: [[HH 1165]])
|proto-BD
|05 40 25.799 −02 48 55.42
|[[Орион (соѕвездие)|Орион]]
|проектирана должина на Хербиг-Ароово тело: 0.8 [[Светлосна година]] (0.26 [[Парсек|pc]])<ref name="Riaz 47">{{Наведено списание|last=Riaz|first=Basmah|last2=Briceño|first2=Cesar|last3=Whelan|first3=Emma T.|last4=Heathcote|first4=Stephen|date=July 2017|title=First Large-scale Herbig-Haro Jet Driven by a Proto-brown Dwarf|journal=Astrophysical Journal|language=en|volume=844|issue=1|pages=47|arxiv=1705.01170|bibcode=2017ApJ...844...47R|doi=10.3847/1538-4357/aa70e8|issn=0004-637X|doi-access=free}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFRiazBriceñoWhelanHeathcote2017">Riaz, Basmah; Briceño, Cesar; Whelan, Emma T.; Heathcote, Stephen (July 2017). </cite></ref>
|-
|Прво копнено тело (само)
|Теиде 1
|M8
|3<sup>h</sup>47<sup>m</sup>18.0<sup>s</sup> +24°22'31"
|[[Бик (соѕвездие)|Бик]]
|1995
|-
|Прво како придружник на нормална ѕвезда
|Глизе 229 B
|T6.5
|06<sup>h</sup>10<sup>m</sup>34.62<sup>s</sup> −21°51'52.1"
|[[Зајак (соѕвездие)|Зајак]]
|1995
|-
|Прво спектроскопско двојно кафеаво џуџе
|[[PPL 15 A, B]]<ref name=":0">{{Наведено списание|last=Basri|first=Gibor|last2=Martín|first2=Eduardo L.|year=1999|title=[astro-ph/9908015&#93; PPl 15: The First Brown Dwarf Spectroscopic Binary|journal=The Astronomical Journal|volume=118|issue=5|pages=2460–2465|arxiv=astro-ph/9908015|bibcode=1999AJ....118.2460B|doi=10.1086/301079}}</ref>
|M6.5
|03<sup>h</sup> 48<sup>m</sup> 4.659<sup>s</sup> +23° 39' 30.32″
|[[Бик (соѕвездие)|Бик]]
|Басри и Мартин 1999
|-
|Прво затемнувачко двојно кафеаво џуџе
|2M0535-05
|M6.5
|
|[[Орион (соѕвездие)|Орион]]
|Стасун 2006, 2007 (растојание ~450 pc)
|- 
|Прво бинарно кафеаво џуџе од типот Т
|[[Епсилон Индијанец|Епсилон Индијанец Ba, Bb]]<ref>{{Наведена изјава за печат|title=eso0303 – Discovery of Nearest Known Brown Dwarf|access-date=2013-03-16}}</ref>
|T1 + T6
|22<sup>h</sup> 03<sup>m</sup> 21.65363<sup>s</sup> −56° 47′ 09.5228″
|[[Индијанец (соѕвездие)|Индијанец]]
|Растојание: 3.626pc
|-
|Прво бинарно кафеаво џуџе од типот Y
|WISE J0336−0143
|Y+Y
|03<sup>h</sup> 36<sup>m</sup> 05.052<sup>s</sup> −01° 43′ 50.48″
|[[Еридан (соѕвездие)|Еридан]]
|2023<ref name=":14"/>
|-
|Прво тројно кафеаво џуџе
|DENIS-P J020529.0-115925 A/B/C
|L5, L8 and T0
|02<sup>h</sup>05<sup>m</sup>29.40<sup>s</sup> −11°59'29.7"
|[[Кит (соѕвездие)|Кит]]
|Delfosse et al. 1997<ref>{{Наведено списание|last=Burrows|first=Adam|last2=Hubbard|first2=William B.|last3=Lunine|first3=Jonathan I.|last4=Liebert|first4=James|year=2004|title=A possible third component in the L dwarf binary system DENIS-P J020529.0-115925 discovered with the Hubble Space Telescope|journal=The Astronomical Journal|volume=129|issue=1|pages=511–517|arxiv=astro-ph/0410226|bibcode=2005AJ....129..511B|doi=10.1086/426559}}</ref>
|-
|Прво ореолово кафеаво џуџе
|2MASS J05325346+8246465
|sdL7
|05<sup>h</sup>32<sup>m</sup>53.46<sup>s</sup> +82°46'46.5"
|[[Близнаци (соѕвездие)|Близнаци]]
|Burgasser et al. 2003<ref>{{Наведено списание|last=Burgasser|first=Adam J.|last2=Kirkpatrick|first2=J. Davy|last3=Burrows|first3=Adam|last4=Liebert|first4=James|last5=Reid|first5=I. Neill|last6=Gizis|first6=John E.|last7=McGovern|first7=Mark R.|last8=Prato|first8=Lisa|last9=McLean|first9=Ian S.|year=2003|title=The First Substellar Subdwarf? Discovery of a Metal-Poor L Dwarf with Halo Kinematics|journal=The Astrophysical Journal|volume=592|issue=2|pages=1186–1192|arxiv=astro-ph/0304174|bibcode=2003ApJ...592.1186B|doi=10.1086/375813}}</ref>
|-
|Прво со доцен-М спектар
|Теиде 1
|M8
|3<sup>h</sup>47<sup>m</sup>18.0<sup>s</sup> +24°22'31"
|[[Бик (соѕвездие)|Бик]]
|1995
|-
|Прво со L спектар
|GD 165B
|L4
|{{RA|14|24|39.144}} {{DEC|09|17|13.98}}
|[[Воловар (соѕвездие)|Воловар]]
|1988
|-
|Прво со Т спектар
|Глизе 229 B
|T6.5
|06<sup>h</sup>10<sup>m</sup>34.62<sup>s</sup> −21°51'52.1"
|[[Зајак (соѕвездие)|Зајак]]
|1995
|-
|Прво со доцен-Т спектар
|ULAS J003402.77−005206.7
|T9<ref name="Burninghametal2008"/>
|
|[[Кит (соѕвездие)|Кит]]
|2007
|-
||Прво со Y спектар
|CFBDS0059<ref name="tytrans"/>
|~Y0
|{{RA|00|59|10.83}} {{DEC|-01|14|01.3}}
|[[Кит (соѕвездие)|Кит]]
|2008; ова е исто така класифицирано како џуџе T9, поради неговата блиска сличност со другите T џуџиња.<ref name="Burninghametal2008" />
|-
|Прво емитување на Х-зраци
|[[ChaHα1]]
|M8
|
|[[Камелеон (соѕвездие)|Камелеон]]
|1998
|-
|Првиот рендгенски одблесок
|LP 944–20
|M9V
|03<sup>h</sup>39<sup>m</sup>35.22<sup>s</sup> −35°25'44.1"
|[[Печка (соѕвездие)|Печка]]
|1999
|-
|Прва радио емисија
|LP 944-20
|M9V
|03<sup>h</sup>39<sup>m</sup>35.22<sup>s</sup> −35°25'44.1"
|[[Печка (соѕвездие)|Печка]]
|2000<ref name="Berger2001">{{Наведено списание|last=Berger|first=Edo|last2=Ball|first2=Steven|last3=Becker|first3=Kate M.|last4=Clarke|first4=Melanie|last5=Frail|first5=Dale A.|last6=Fukuda|first6=Therese A.|last7=Hoffman|first7=Ian M.|last8=Mellon|first8=Richard|last9=Momjian|first9=Emmanuel|date=2001-03-15|title=Discovery of radio emission from the brown dwarf LP944-20|url=https://cds.cern.ch/record/487607|journal=Nature|type=Submitted manuscript|volume=410|issue=6826|pages=338–340|arxiv=astro-ph/0102301|bibcode=2001Natur.410..338B|doi=10.1038/35066514|pmid=11268202|archive-url=https://web.archive.org/web/20210427121818/https://cds.cern.ch/record/487607|archive-date=2021-04-27}}</ref>
|-
|Откриени првите потенцијални кафеави џуџести аурори
|LSR J1835+3259
|M8.5
|
|[[Лира (соѕвездие)|Лира]]
|2015
|-
|Прво откривање на диференцијално вртење кај кафеаво џуџе
|TVLM 513-46546
|M9
|15<sup>h</sup>01<sup>m</sup>08.3<sup>s</sup> +22°50'02"
|[[Воловар (соѕвездие)|Воловар]]
|Екваторот се врти побрзо од половите за 0,022 радијани / ден<ref>{{Наведено списание|last=Wolszczan|first=Alexander|last2=Route|first2=Matthew|year=2014|title=Timing Analysis of the Periodic Radio and Optical Brightness Variations of the Ultracool Dwarf, TVLM 513-46546|journal=The Astrophysical Journal|volume=788|issue=1|pages=23|arxiv=1404.4682|bibcode=2014ApJ...788...23W|doi=10.1088/0004-637X/788/1/23}}</ref>
|-
|Прво потврдено кафеаво џуџе кое ја преживеала основната [[Црвен џин|црвеноџиновска]] фаза
|WD 0137−349 B<ref>{{Наведено списание|last=Maxted|first=Pierre F. L.|last2=Napiwotzki|first2=Ralf|last3=Dobbie|first3=Paul D.|last4=Burleigh|first4=Matthew R.|date=2006|title=Survival of a brown dwarf after engulfment by a red giant star|url=https://cds.cern.ch/record/976227|journal=Nature|type=Submitted manuscript|volume=442|issue=7102|pages=543–5|arxiv=astro-ph/0608054|bibcode=2006Natur.442..543M|doi=10.1038/nature04987|pmid=16885979|archive-url=https://web.archive.org/web/20210427120858/https://cds.cern.ch/record/976227|archive-date=2021-04-27}}</ref>
|L8
|{{RA|01|39|42.847}} {{DEC|-34|42|39.32}}
|[[Вајар (соѕвездие)|Вајар]]
|
|}

=== Табела на крајности ===
{| class="wikitable" style="text-align:center;"
!Забележување
!Име
!Спектрален тип
!RA/Dec
!Соѕвездие
!Белешка
|-
|Најстаро
|
[[LSPM J0055+5948|LSPM J0055+5948 B]]

[[Глизе 781|Волф 1130 C]]

[[CWISE J060202.17-462447.8|CWISE J0602-4624]]
|
T8

sdT8

L8
|
{{RA|00|55|58.300}} {{DEC|+59|48|02.53}} or

{{RA|20|05|02.1951}} {{DEC|+54|26|03.234}} or

{{RA|06|02|02.17}} {{DEC|-46|24|47.8}}
|[[Касиопеја (соѕвездие)|Касиопеја]], [[Лебед (соѕвездие)|Лебед]] или [[Сликар (соѕвездие)|Сликар]]
|три од ретките примери со добра проценка на возраста:

LSPM J0055B: 10±3 [[Година|милијарди години]]<ref name=":12"/><ref name=":13">{{Наведено списание|last=French|first=Jenni R.|last2=Casewell|first2=Sarah L.|last3=Dupuy|first3=Trent J.|last4=Debes|first4=John H.|last5=Manjavacas|first5=Elena|last6=Martin|first6=Emily C.|last7=Xu|first7=Siyi|date=2023-03-01|title=Discovery of a resolved white dwarf–brown dwarf binary with a small projected separation: SDSS J222551.65+001637.7AB|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=519|issue=4|pages=5008–5016|arxiv=2301.02101|bibcode=2023MNRAS.519.5008F|doi=10.1093/mnras/stac3807|issn=0035-8711|doi-access=free}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFFrenchCasewellDupuyDebes2023">French, Jenni R.; Casewell, Sarah L.; Dupuy, Trent J.; Debes, John H.; Manjavacas, Elena; Martin, Emily C.; Xu, Siyi (2023-03-01). </cite></ref>

Волф 1130C: >10 милијарди години<ref>{{Наведено списание|last=Mace|first=Gregory N.|last2=Mann|first2=Andrew W.|last3=Skiff|first3=Brian A.|last4=Sneden|first4=Christopher|last5=Kirkpatrick|first5=J. Davy|last6=Schneider|first6=Adam C.|last7=Kidder|first7=Benjamin|last8=Gosnell|first8=Natalie M.|last9=Kim|first9=Hwihyun|date=2018-02-01|title=Wolf 1130: A Nearby Triple System Containing a Cool, Ultramassive White Dwarf|journal=The Astrophysical Journal|volume=854|issue=2|pages=145|arxiv=1802.04803|bibcode=2018ApJ...854..145M|doi=10.3847/1538-4357/aaa8dd|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>

CWISE J0602-4624: {{Вред|10.9|2.6|2.0}} billion years<ref>{{Наведено списание|last=Rothermich|first=Austin|last2=Faherty|first2=Jacqueline K.|author-link2=Jackie Faherty|last3=Bardalez-Gagliuffi|first3=Daniella|last4=Schneider|first4=Adam C.|last5=Kirkpatrick|first5=J. Davy|author-link5=J. Davy Kirkpatrick|last6=Meisner|first6=Aaron M.|last7=Burgasser|first7=Adam J.|last8=Kuchner|first8=Marc|author-link8=Marc Kuchner|last9=Allers|first9=Katelyn|date=7 Mar 2024|title=89 New Ultracool Dwarf Co-Moving Companions Identified With The Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project|journal=AJ|volume=167|issue=6|page=253|arxiv=2403.04592|bibcode=2024AJ....167..253R|doi=10.3847/1538-3881/ad324e|doi-access=free}}</ref>
|-
|Најмладо
|2MASS J05413280-0151272
|M8.5
|{{RA|05|41|32.801}} {{DEC|-01|51|27.20}}
|[[Орион (соѕвездие)|Орион]]
|Едно кафеаво џуџе на околу 0.5 мг како член на [[Пламен (маглина)|Пламен]]. {{Јупитерова маса|20.9}} маса<ref>{{Наведено списание|last=Levine|first=Joanna L.|last2=Steinhauer|first2=Aaron|last3=Elston|first3=Richard J.|last4=Lada|first4=Elizabeth A.|date=2006-08-01|title=Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in NGC 2024: Constraints on the Substellar Mass Function|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...646.1215L|journal=The Astrophysical Journal|volume=646|issue=2|pages=1215–1229|arxiv=astro-ph/0604315|bibcode=2006ApJ...646.1215L|doi=10.1086/504964|issn=0004-637X|quote=Table 3: FLMN_J0541328-0151271}}</ref>
|-
|Најмасивно
|SDSS J010448.46+153501.8<ref name="zhang2017">{{Наведено списание|last=Zhang|first=ZengHua|last2=Homeier|first2=Derek|last3=Pinfield|first3=David J.|last4=Lodieu|first4=Nicolas|last5=Jones|first5=Hugh R. A.|last6=Pavlenko|first6=Yakiv V.|date=2017-06-11|title=Primeval very low-mass stars and brown dwarfs – II. The most metal-poor substellar object|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=468|issue=1|pages=261|arxiv=1702.02001|bibcode=2017MNRAS.468..261Z|doi=10.1093/mnras/stx350|doi-access=free}}</ref>
|usdL1.5
|01<sup>h</sup>04<sup>m</sup>48.46<sup>s</sup> +15°35'01.8"
|[[Риби (соѕвездие)|Риби]]
|растојанието е ~180–290&nbsp;pc, масата е ~{{Јупитерова маса|88.5–91.7}}. Преодни кафеави џуџиња.
|-
|Голема металичност
|
|
|
|
|
|-
|Мала металичност
|SDSS J010448.46+153501.8<ref name="zhang2017" />
|usdL1.5
|01<sup>h</sup>04<sup>m</sup>48.46<sup>s</sup> +15°35'01.8"
|[[Риби (соѕвездие)|Риби]]
|растојанието е ~180–290pc, металичноста е ~0.004&nbsp;[[Металичност|Z]]<sub>[[Сонце]]</sub>. Преодни кафеави џуџиња.
|-
|Најмалку масивни
|
|
|
|
|
|-
|Најголеми
|
|
|
|
|
|-
|Најмали
|WISEA 1810−1010
|esdT
|{{RA|18|10|06.18}}{{DEC|-10|10|00.5}}
|[[Змија (соѕвездие)|Змија]]
|Пречникот е {{Вред|0.65|0.31|0.19}} (~92,400&nbsp;km)<ref>{{Наведено списание|last=Lodieu|first=N.|last2=Zapatero Osorio|first2=M. R.|last3=Martín|first3=E. L.|last4=Rebolo López|first4=R.|last5=Gauza|first5=B.|date=2022|title=Physical properties and trigonometric distance of the peculiar dwarf WISE J181005.5−101002.3|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=663|pages=A84|arxiv=2206.13097|bibcode=2022A&A...663A..84L|doi=10.1051/0004-6361/202243516}}</ref>
|-
|Најбрзо вртење
|2MASS J03480772−6022270
|T7
|03<sup>h</sup>48<sup>m</sup>07.72<sup>s</sup> –60°22'27.1"
|[[Мрежичка (соѕвездие)|Мрежичка]]
|Вртежен период од {{Вред|1.080|0.004|0.005}} часови<ref name="Tannock2021">{{Наведено списание|last=Tannock|first=Megan E.|last2=Metchev|first2=Stanimir|last3=Heinze|first3=Aren|last4=Miles-Páez|first4=Paulo A.|last5=Gagné|first5=Jonathan|last6=Burgasser|first6=Adam J.|last7=Marley|first7=Mark S.|last8=Apai|first8=Dániel|last9=Suárez|first9=Genaro|date=March 2021|title=Weather on Other Worlds. V. The Three Most Rapidly Rotating Ultra-cool Dwarfs|journal=The Astronomical Journal|volume=161|issue=5|page=224|arxiv=2103.01990|bibcode=2021AJ....161..224T|doi=10.3847/1538-3881/abeb67|doi-access=free}}</ref>
|-
|Најдалечно
|KMT-2016-BLG-2142 b
|
|{{RA|17|52|27.0}} {{DEC|–29|23|04}}
|[[Стрелец (соѕвездие)|Стрелец]]
|(микролеќи)<ref>{{Наведена енциклопедија|access-date=2021-01-12}}</ref> has a distance of 5,850 to 8,020 parsec. Could also be massive gas giant.<ref>{{Наведено списание|last=Jung|first=Youn Kil|last2=Hwang|first2=Kyu-Ha|last3=Ryu|first3=Yoon-Hyun|last4=Gould|first4=Andrew|last5=Han|first5=Cheongho|last6=Yee|first6=Jennifer C.|last7=Albrow|first7=Michael D.|last8=Chung|first8=Sun-Ju|last9=Shin|first9=In-Gu|date=2018-11-01|title=KMT-2016-BLG-1820 and KMT-2016-BLG-2142: Two Microlensing Binaries Composed of Planetary-mass Companions and Very-low-mass Primaries|journal=The Astronomical Journal|volume=156|issue=5|pages=208|arxiv=1805.09983|bibcode=2018AJ....156..208J|doi=10.3847/1538-3881/aae319|issn=0004-6256|doi-access=free}}</ref>
|-
|Најблиску
|[[Луман 16]] AB
|L7.5 + T0.5 ± 1
|{{RA|10|49|18.723}} {{DEC|−53|19|09.86}}
|[[Едро (соѕвездие)|Едро]]
|Растојание: ~6.5 сончеви години
|-
|Најсјајно
|LP 944-20
|opt: M9beta,
IR: L0:
|{{RA|03|39|35.220}} {{DEC|-35|25|44.09}}
|[[Печка (соѕвездие)|Печка]]
|Според ултрастудените основни својства<ref>{{Наведено списание|last=Sanghi|first=Aniket|last2=Liu|first2=Michael C.|last3=Best|first3=William M. J.|last4=Dupuy|first4=Trent J.|last5=Siverd|first5=Robert J.|last6=Zhang|first6=Zhoujian|last7=Hurt|first7=Spencer A.|last8=Magnier|first8=Eugene A.|last9=Aller|first9=Kimberly M.|date=2023|title=Table of Ultracool Fundamental Properties|url=https://zenodo.org/records/10086810|doi=10.5281/zenodo.10086810}}</ref> овој објект покажува знаци на младост и затоа може да биде кафеаво џуџе со 19.85±13.02 {{Јупитерова маса}} и J<sub>MKO</sub>=10.68±0.03 mag
|-
|Најмрачно
|L 97-3B
|Y1
|{{RA|08|06|53.736}} {{DEC|-66|18|16.74}}
|[[Летечка Риба (соѕвездие)|Летечка Риба]]
|jmag=25.42, објект со планетарна маса
|-
|Најтопло
|
|
|
|
|
|-
|Најстудено
|WISE 0855−0714<ref name="NASA20140425">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.nasa.gov/jpl/wise/spitzer-coldest-brown-dwarf-20140425/|title=NASA's Spitzer and WISE Telescopes Find Close, Cold Neighbor of Sun|last=Clavin|first=Whitney|last2=Harrington|first2=J. D. <!-- NASA's mouthpiece, impossible to find full name! e-mail: j.d.harrington@nasa.gov Phone: 202-358-5241 -->|date=25 April 2014|work=[[NASA]].gov|archive-url=https://web.archive.org/web/20140426004939/http://www.nasa.gov/jpl/wise/spitzer-coldest-brown-dwarf-20140425|archive-date=26 April 2014}}</ref>
|Y4
|{{RA|08|55|10.83}} {{DEC|-07|14|42.5}}
|[[Водна Змија (соѕвездие)|Водна Змија]]
|Температура: {{Cvt|−48 to −13|C|K F}}
|-
|Најстудено радио-палење
|WISE J062309.94-045624.6
|T8
|06<sup>h</sup>23<sup>m</sup>09.28<sup>s</sup> −04°56'22.8"
|[[Еднорог (соѕвездие)|Еднорог]]
|{{Cvt|699|K|C F}} brown dwarf with 4.17 mJy bursts<ref>{{Наведено списание|last=Rose|first=Kovi|last2=Pritchard|first2=Joshua|last3=Murphy|first3=Tara|last4=Caleb|first4=Manisha|author-link4=Manisha Caleb|last5=Dobie|first5=Dougal|last6=Driessen|first6=Laura|last7=Duchesne|first7=Stefan|last8=Kaplan|first8=David|last9=Lenc|first9=Emil|year=2023|title=Periodic Radio Emission from the T8 Dwarf WISE J062309.94−045624.6|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=951|issue=2|pages=L43|arxiv=2306.15219|bibcode=2023ApJ...951L..43R|doi=10.3847/2041-8213/ace188|doi-access=free}}</ref>
|-
|Најмногу густо
|[[TOI-569b]]<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://aasnova.org/2020/06/24/transiting-brown-dwarfs-from-tess/|title=Transiting Brown Dwarfs from TESS 2|last=[[Astrobites]]|date=24 June 2020|publisher=AAS Nova|accessdate=2013-03-16}}</ref>
|
|07<sup>h</sup> 40<sup>m</sup> 24.658<sup>s</sup> −42° 09′ 16.74″
|[[Крма (соѕвездие)|Крма]]
|Транзитно, има {{Јупитерова маса|64.1}} со пречник 0,79 ± 0,02 пати поголем од оној на Јупитер. Густината е 171.3g/cm<sup>3</sup>.
|-
|Најмалку густо
|
|
|
|
|
|}

== Поврзано ==
* [[Ѕвезда]]
* [[Портокалово џуџе]]
* [[Црвено џуџе]]
* [[Жолто џуџе]]
* [[Црно џуџе]]
* [[Вонсончева планета]]
* [[Планетар]]
* [[Бело џуџе]]
* [[Список на кафеави џуџиња]]

== Наводи ==
{{наводи}}

== Надворешни врски ==
{{Wiktionary}}
{{commons}}

* [http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2013/02/image/a/ Новински центар ХаблСајт – Временски модели на кафеаво џуџе]

=== Историја ===
* Кумар, Шив С.; ''Ѕвезди со ниска осветленост''. Гордон и Брејч, Лондон, 1969 година - ран преглед на трудот за кафеавите џуџиња
* [https://web.archive.org/web/20050114164835/http://www.bartleby.com/65/br/browndwa.html Енциклопедија Колумбија: „Кафеави џуџиња“]

=== Детали ===
* [http://www.dwarfarchives.org/ Тековен список на џуџиња L и T]
* [https://web.archive.org/web/20050224110208/http://astron.berkeley.edu/~stars/bdwarfs/structbd.html Геолошка дефиниција за кафеави џуџиња], во контраст со ѕвездите и планетите (преку Беркли)
* Страниците на И. Нил Рид во Научниот институт за вселенски телескоп:
** [https://archive.today/20121215095626/http://www-int.stsci.edu/~inr/ldwarf1.html За спектрална анализа] на [[Црвено џуџе|M џуџиња]], L џуџиња и T џуџиња
** [https://archive.today/20130521055905/http://www-int.stsci.edu/~inr/ldwarf3.html Карактеристики на температурата и масата] на џуџињата со ниска температура
* [https://archive.today/20121206015750/http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=2192 Забележано прво рендгенско снимање од кафеаво џуџе], Spaceref.com, 2000 година
* Монтес, Давид; [http://www.ucm.es/info/Astrof/recopilaciones/enanasmarrones.html „Кафеави џуџиња и ултрастудени џуџиња (доцни-М, Л, Т)“], UCM
* [http://www.space.com/scienceastronomy/060703_mystery_monday.html Диво време: Железен дожд на неуспешни ѕвезди] - научниците истражуваат зачудувачки временски обрасци на кафеавите џуџиња, Space.com, 2006 година
* [http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/brown_dwarf_detectives.html Откривачите  на кафеавите џуџиња на НАСА] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20141017075014/http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/brown_dwarf_detectives.html|date=2014-10-17}}  — Детални информации во поедноставена смисла
* [http://www.darkstar1.co.uk/ds3.htm Кафеави џуџиња] — мрежно место со општи информации за кафеавите џуџиња

=== Ѕвезди ===
* Статистика и историја на [https://web.archive.org/web/20051201132115/http://ssc.spitzer.caltech.edu/documents/compendium/cha_halpha1/ Cha Halpha 1]
* [https://web.archive.org/web/20050212200244/http://astron.berkeley.edu/~stars/bdwarfs/observbd.html „Попис на набљудуваните кафеави џуџиња“] (не сите потврдени), 1998 година
* 
* [https://web.archive.org/web/20070609130324/http://www.gemini.edu/index.php?option=content&task=view&id=232 Мишо, Питер; Хејер, Инге; Легет, Сенди К.; и Адамсон, Енди; „Откритието го стеснува јазот помеѓу планетите и кафеавите џуџиња“, Близнаци и заеднички астрономски центар, 2007 година]
* [[arxiv:astro-ph/0607305|ѓакон, Ниал Р.; и Хембли, Најџел Ц.; „Y-Spectral class за ултра-кул џуџиња“, 2006 година]]

{{Ѕвезда}}

[[Категорија:Видови планети]]
[[Категорија:Ѕвездени појави]]
[[Категорија:Видови ѕвезди]]
[[Категорија:Кафеави џуџиња| ]]