褐色矮星

1960年代、シヴ・クマールは現在褐色矮星と呼ばれる天体の存在を理論化した。それらは元々は黒色矮星と呼ばれており、^{[ 9 ]} 水素核融合を維持するのに十分な質量を持たない、宇宙空間を自由に漂う暗い準恒星天体の分類であった。しかし、

（a）黒色矮星 という用語は、すでに低温白色矮星を指すために使用されていた

（b）赤色矮星は水素を核融合させる 

（c） これらの天体は、その誕生初期には可視光線の波長で発光する可能性がある。

このため、これらの天体にはプラネタリウムやサブスターなどの別の名前が提案されました。1975年、ジル・ターターはカリフォルニア大学バークレー校での博士論文の一部として、これらの天体を表す用語は褐色矮星であるべきだと初めて提案しました。彼女は「赤と黒の中間の色」として褐色を用い、矮星は正確には褐色ではないものの、暗く、くすんで見えることを示唆しました。^{[ 5 ] [ 10 ] [ 11 ]}

黒色矮星という用語は、光を十分に放出しなくなった白色矮星を指すために引き続き使用されています。しかし、最も質量の小さい白色矮星でさえこの温度まで冷えるのに必要な時間は、現在の宇宙の年齢よりも長いと計算されているため、そのような天体はまだ存在しないと予想されています。^{[ 12 ]}

最低質量星の性質と水素燃焼限界に関する初期の理論では、_質量が太陽質量の 0.07 未満( M☉ ₎の種族 I天体、または0.09 M☉未満の種族 II天体は、通常の恒星進化を経ることなく、完全に縮退した星になると示唆されていた。^{[ 13 ]} その結果生じる褐色矮星は、失敗した星と呼ばれることもある。^{[ 14 ]} 水素燃焼の最小質量の最初の自己無撞着な計算では、種族 I 天体の場合、0.07 ～ 0.08 太陽質量の間の値が確認された。^{[ 15 ] [ 16 ]}    

0.013 M☉までの重水素核融合の発見_（ 13.6 M _J  ）と、 1980年代後半に褐色矮星の低温の外層大気における塵の形成の影響が明らかになったことで、これらの理論に疑問が投げかけられました。しかし、褐色矮星は可視光をほとんど放出しないため、そのような天体を見つけるのは困難でした。褐色矮星の最も強い放射は赤外線（IR）スペクトルにあり、当時の地上IR検出器は精度が低すぎて、褐色矮星を容易に識別することができませんでした。

それ以来、様々な方法による数多くの探索が行われ、これらの天体が探査されてきた。これらの方法には、恒星周辺の多色撮像サーベイ、主系列矮星や白色矮星の暗い伴星の撮像サーベイ、若い星団のサーベイ、近接伴星の視線速度モニタリングなどが含まれる。

長年にわたり、褐色矮星の発見は実を結ばなかった。褐色矮星は非常に暗く、その光のほとんどを近赤外線領域で放出するからである。その後、1990年代半ばにいくつかの褐色矮星が発見された。^{[ 14 ]}

褐色矮星の形成に関する5つの異なる理論が提案されている。^{[ 29 ]}

• 巨大な核が崩壊すると、質量の異なる破片が生成される。潮汐せん断力によって、質量の小さい破片が成長するのを防ぐ。
• 崩壊する核内部の低質量の破片は、集積によって成長する前に放出される。
• 崩壊する中心核内の低質量断片は、高温の質量が大きいOB型星からの電離放射線によって周囲のガスを剥ぎ取られる。
• 大型恒星の周星円盤における物質の断片化とその後の放出。
• 乱流分子ガス雲の重力崩壊により、崩壊する中心核の質量は様々な範囲に及ぶ。最も質量が小さい場合は、低質量星や褐色矮星となる。

最後のメカニズムである乱流断片化は、他のメカニズムよりもはるかに多くの状況で褐色矮星の観測を予測し、観測結果と一致します。他のメカニズムも起こり得ますが、明確な証拠は見つかっていません。^{[ 29 ]}

^原始星の初期質量が約0.08 M☉未満の場合、^通常の水素熱核融合反応_は^{中心部で発生しません。重力収縮は小さな原始星を}効果的に加熱しないため、中心部の温度が核融合を引き起こすのに十分なほど上昇する前に、密度が電子が十分に密に詰まって量子電子縮退圧を生み出す点に達します。褐色矮星内部モデルによると、中心部の密度、温度、圧力の典型的な条件は次のようになります。 

• ${\displaystyle 10\,\mathrm {g/cm^{3}} \,\lesssim \,\rho _{c}\,\lesssim \,10^{3}\,\mathrm {{g}/{cm^{3}}} }$
• $${\displaystyle T_{c}\lesssim 3\times 10^{6}\,\mathrm {K} }$$
• ${\displaystyle P_{c}\sim 10^{5}\,\mathrm {Mbar} .}$

これは、原始星が水素核融合を維持するのに必要な条件を満たすほど質量も密度も高くないことを意味する。落下する物質は、電子縮退圧によって、必要な密度と圧力に達することができない。

重力による収縮がさらに進行することはなく、結果として褐色矮星は内部の熱エネルギーを放射して冷却されるだけとなる。なお、原理的には、褐色矮星は水素核融合を開始することなく、水素燃焼限界を超える質量をゆっくりと蓄積することが可能である。これは、連星褐色矮星系における質量移動によって起こり得る。^{[ 30 ]}

リチウムは一般的に褐色矮星に存在し、低質量星には存在しません。水素核融合に必要な高温に達した恒星は、リチウムを急速に消費します。リチウム7と陽子の核融合が起こり、2つのヘリウム4原子核が生成されます。この反応に必要な温度は、水素核融合に必要な温度よりわずかに低い値です。低質量星では対流によって恒星全体のリチウムが最終的に枯渇します。したがって、褐色矮星候補にリチウムのスペクトル線が存在することは、それが確かに準恒星天体であることを示す強力な指標となります。

鉄、ケイ酸塩、硫化物の雲

雲は、後期L型矮星における水素化鉄（FeH）スペクトル線の弱化を説明するために用いられる。鉄雲は上層大気中のFeHを減少させ、雲層はFeHを含む下層への視界を遮る。中期から後期T型矮星の低温でこの化合物が後に強まるのは、擾乱された雲によって望遠鏡がFeHを含む大気のより深い層を観測できるようになるためである。^{[ 36 ]}若いL/T型矮星（L2-T4）は高い変動性を示し、これは雲、ホットスポット、磁気駆動オーロラ、または熱化学的不安定性によって説明できる可能性がある。^{[ 37 ]}これらの褐色矮星の雲は、厚さが変化する鉄雲、または下層の厚い鉄雲層と上層のケイ酸塩雲層のいずれかであると説明される。この上層のケイ酸塩雲層は、石英、エンスタタイト、コランダム、および/またはフォステライトで構成されている可能性がある。^{[ 38 ] [ 39 ]}しかし、ケイ酸塩雲が若い天体に常に必要かどうかは明らかではない。^{[ 40 ]}ケイ酸塩吸収は、8～12 μm の中赤外線で直接観測できる。Spitzer IRSによる観測では、ケイ酸塩吸収は L2～L8 矮星では一般的だが、普遍的ではないことが示されている。^{[ 41 ]}さらに、MIRI は惑星質量伴星VHS 1256bでケイ酸塩吸収を観測している。^{[ 42 ]}

大気対流過程の一部としての鉄の雨は褐色矮星でのみ起こり、小さな星では起こりません。鉄の雨に関する分光研究はまだ進行中ですが、すべての褐色矮星が常にこの大気異常を持つわけではありません。2013年には、近傍のルーマン16系のB成分の周囲に不均一な鉄含有大気が画像化されました。^{[ 43 ]}

後期T型褐色矮星については、変光星の探索はごくわずかしか行われていない。後期T型矮星では、クロムと塩化カリウム、およびいくつかの硫化物から薄い雲層が形成されると予測されている。これらの硫化物は、硫化マンガン、硫化ナトリウム、および硫化亜鉛である。^{[ 44 ]}変光T7矮星2M0050–3322は、最上層に塩化カリウムの雲、中間層に硫化ナトリウムの雲、最下層に硫化マンガンの雲があると説明されている。最上層と最下層の雲が斑状になっていることが、メタンと水蒸気の帯が変動する理由を説明できる可能性がある。^{[ 45 ]}

Y型矮星WISE 0855-0714の最低温度では、硫化物と水氷の雲の斑状の雲層が表面の50%を覆う可能性がある。^{[ 46 ]}

分光学的特徴は低質量星と褐色矮星を区別するのに役立つが、結論を出すには質量を推定する必要がある場合が多い。質量推定の理論は、質量が似ている褐色矮星は同様の方法で形成され、形成時には高温であるというものである。2M1101AB のように、低質量星に似たスペクトル型を持つものもある。褐色矮星は冷却されるにつれて、質量に応じてさまざまな光度を維持するはずである。 ^{[ 61 ]}

年齢と光度がなければ、質量の推定は困難です。たとえば、L型褐色矮星は、質量が大きい古い褐色矮星（おそらく低質量星）か、質量が非常に小さい若い褐色矮星である可能性があります。Y型矮星の場合、比較的高い年齢推定でも、亜褐色矮星限界に近い低質量天体であるため、これはそれほど問題になりません。 ^{[ 62 ]} L型およびT型矮星の場合、正確な年齢推定が依然として有用です。光度は、スペクトルエネルギー分布から推定できるため、ここではそれほど重要ではない特性です。^{[ 63 ]}年齢推定は2つの方法で行うことができます。褐色矮星が若く、若さに関連するスペクトル特性をまだ持っているか、褐色矮星が星または星群（星団または星団アソシエーション）と共動しており、年齢推定が容易である場合です。この方法でさらに研究された非常に若い褐色矮星は2M1207とその伴星2M1207bである。位置、固有運動、スペクトル特性に基づいて、この天体は800万年前のTW Hydraeアソシエーションに属すると判断され、伴星の質量は8 ± 2 M _Jと決定され、重水素燃焼限界を下回っている。^{[ 64 ]}共動法によって得られた非常に古い年齢の例は、褐色矮星と白色矮星の連星COCONUTS-1であり、白色矮星の推定年齢は7.3 +2.8 −1.6億年前。この場合、質量は推定年齢では推定されなかったが、ガイア視差を使用して共動により正確な距離推定値が得られた。この測定値を使用して、著者らは半径を推定し、それを使用して褐色矮星の質量を推定した。15.4 +0.9 −0.8 M _J . ^{[ 65 ]}

L型およびT型矮星から放出されるフラックスの大部分は、1～2.5マイクロメートルの近赤外線領域に集中しています。後期M型、L型、T型矮星の系列を通して低温かつ温度が低下していくため、比較的狭い中性原子種の線から幅広い分子バンドまで、多様な特徴を含む豊富な近赤外線スペクトルが得られます。これらの特徴はすべて、温度、重力、金属量によって異なる依存性を示します。さらに、このような低温条件は、ガス状態からの凝縮と粒子の形成を促進します。

既知の褐色矮星の典型的な大気の温度は2200℃から750 K。 ^{[ 67} ]恒星^は安定した内部核融合によって自らを温めるのに対し、褐色矮星は時間とともに急速に冷却される。質量が大きい矮星は質量が小さい矮星よりも冷却が遅い。褐色矮星の冷却はスペクトル型LとTの遷移点（約1000 K）で遅くなるという証拠がある。^{[ 84 ]}

既知の褐色矮星候補の観測から、赤外線放射の増減パターンが明らかになった。これは、比較的低温で不透明な雲が、激しい風によってかき混ぜられた高温の内部を覆い隠していることを示唆している。こうした天体の気象は極めて激しく、木星の有名な嵐に匹敵する、あるいはそれをはるかに凌駕すると考えられている。

2013年1月8日、NASAのハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡を用いた天文学者たちは、 2MASS J22282889–4310262と名付けられた褐色矮星の荒れ狂う大気を調査し、これまでにないほど詳細な褐色矮星の「天気図」を作成した。この図には、風によって駆動される惑星サイズの雲が描かれている。この新たな研究は、褐色矮星だけでなく、太陽系外の惑星の大気についてもより深く理解するための第一歩となるものである。^{[ 85 ]}

2020年4月、科学者たちは風速を測定したと報告した。 近傍の褐色矮星2MASS J10475385+2124234では、毎秒+650 ± 310メートル(時速 1,450 マイルまで)の風速が観測された。この測定値を算出するために、科学者たちは、明るさの変化によって確認された大気の特徴の回転運動を、褐色矮星の内部で発生する電磁回転と比較した。この結果は、褐色矮星には強い風が吹くという以前の予測を裏付けるものであった。科学者たちは、この比較方法が他の褐色矮星や太陽系外惑星の大気力学の調査に利用できることを期待している。^{[ 86 ]}

コロナグラフは近年、グリーゼ229Bを含む、明るい可視星の周りを公転する微弱な天体を検出するために使用されている。

電荷結合素子（CCD）を搭載した高感度望遠鏡は、テイデ1を含む遠方の星団から微弱な天体を探索するために使用されてきた。

広範囲の探索により、ケル1（30光年離れた場所にある）のような個々の微弱な天体が特定されている。

褐色矮星は、系外惑星の探査においてしばしば発見される。系外惑星の検出方法は褐色矮星にも適用できるが、褐色矮星の方がはるかに容易に検出できる。

褐色矮星は強い磁場を持つため、強力な電波放射源となることがあります。アレシボ天文台と超大型電波望遠鏡群の観測プログラムでは、このような天体が12個以上検出されています。これらの天体は、同種の他の天体と共通の磁気特性を持つため、超低温矮星とも呼ばれています。^{[ 87 ]}褐色矮星からの電波放射を検出することで、その磁場強度を直接測定することができます。

• 1995年：最初の褐色矮星が確認される。プレアデス星団のM8型天体であるテイデ1が、カナリア天体物理研究所のロケ・デ・ロス・ムチャチョス天文台にあるCCDカメラで発見された。
• 初のメタン褐色矮星が確認された。南カリフォルニアのパロマー山にあるパロマー天文台の60インチ（1.5メートル）反射望遠鏡で、補償光学コロナグラフを用いて画像を鮮明化し、赤色矮星グリーゼ229A （ 20光年離れている）の周りを公転するグリーゼ229Bが発見された。その後、同天文台の200インチ（5.1メートル）ヘール望遠鏡で行われた赤外線分光観測により、メタンが豊富に存在することが明らかになった。  
• 1998年：初のX線放射褐色矮星が発見された。カメレオン座I暗黒星雲にあるM8型天体Cha Hα 1は、対流性晩期型星に似たX線源であることが判明した。^{[ 88 ]}
• 1999年12月15日：褐色矮星からの最初のX線フレアが検出される。カリフォルニア大学のチームがチャンドラX線観測衛星を介してLP 944-20（60 M _J、16光年離れている）を監視し、2時間のフレアを捉えた。^{[ 89 ]} 
• 2000年7月27日：褐色矮星からの最初の電波放射（フレアと静穏時）が検出された。超大型電波望遠鏡群の学生チームがLP 944–20からの放射を検出した。^{[ 90 ]}
• 2004年4月30日：褐色矮星の周りの候補系外惑星が初めて検出される： VLTで発見された2M1207bは、直接撮像された最初の系外惑星である。^{[ 91 ]}
• 2013年3月20日：最も近い褐色矮星系、ルーマン16の発見。^{[ 92 ]}
• 2014年4月25日：これまで知られている中で最も低温の褐色矮星が発見された。WISE 0855−0714は7.2光年離れており（太陽から7番目に近い系）、温度は−48～−13  ℃である。^{[ 93 ]}

1999年以降、褐色矮星から検出されたX線フレアは、極低質量星と同様に、褐色矮星内部の磁場が変化していることを示唆している。褐色矮星は恒星のように中心部で水素をヘリウムに核融合させることはないが、重水素の核融合と重力収縮によるエネルギーによって内部は高温に保たれ、強い磁場が発生する。褐色矮星の内部は急速に沸騰、すなわち対流状態にある。ほとんどの褐色矮星が示す高速回転と対流が組み合わさることで、表面付近に強く絡み合った磁場が発生する条件が整う。チャンドラX線天文台がLP 944-20から観測したフレアを発生させた磁場は、褐色矮星の「表面」の下にある乱流の磁化プラズマに由来する。

NASAのチャンドラX線観測衛星を用いて、科学者たちは多重星系にある低質量褐色矮星からのX線を検出した。^{[ 94 ]}これは、親星（太陽に似た星TWA 5A）にこれほど近い褐色矮星がX線で解像された初めての事例である。^{[ 94 ]}東京の中央大学の坪井陽子氏は、「チャンドラのデータによると、X線は褐色矮星のコロナプラズマ（摂氏約300万度）から発生している」と述べた。^{[ 94 ]}坪井氏は、「この褐色矮星は、X線光では現在の太陽と同じくらい明るいが、質量は太陽の50分の1しかない」と述べた。^{[ 94 ]}「したがって、この観測は、巨大な惑星でさえ若い頃には自らX線を放出する可能性があるという可能性を示唆している！」^{[ 94 ]}

電波信号を発することが発見された最初の褐色矮星はLP 944-20で、X線放射源でもあるため観測され、どちらのタイプの放射もコロナの特徴である。褐色矮星の約5～10%は強い磁場を持ち、電波を発しているようで、モンテカルロモデルと平均空間密度に基づくと、太陽から25 pc以内に最大40個の磁気褐色矮星が存在する可能性がある。^{[ 95 ]}褐色矮星の電波放射のパワーは、温度の変動にもかかわらずほぼ一定である。 [ ⁸⁷ ] 褐色矮星は最大6 kGの磁場を維持している可能性がある。^{[ 96 ]}天文学者は、褐色矮星の電波放射の特性から、褐色矮星の磁気圏が高度約10 ⁷ mに及ぶと推定している。 ^{[ 97 ]褐色矮星からの電波放射が惑星からの電波放射と恒星からの電波放射の}どちらに似ているかは不明である。褐色矮星の中には規則的な電波パルスを放出するものがあり、これは極から放射される電波と解釈されることもあるが、活動領域から放射される場合もある。電波の向きが規則的に周期的に反転することは、褐色矮星の磁場が周期的に極性を反転していることを示唆している可能性がある。これらの反転は、太陽活動周期に似た褐色矮星の磁気活動周期の結果である可能性がある。^{[ 98 ]}

スペクトル型Mで電波を放出することが発見された最初の褐色矮星は、2001年に検出されたLP 944-20でした。スペクトル型Lで電波を放出することが発見された最初の褐色矮星は、2008年に検出された2MASS J0036159+182110でした。スペクトル型Tで電波を放出することが発見された最初の褐色矮星は、2MASS J10475385+2124234でした。^{[ 99 ] [ 100 ]}この最後の発見は、系外惑星と同様の温度の褐色矮星が1.7 kGを超える強い磁場を持つ可能性があることを明らかにしたため、重要でした。2010年にアレシボ天文台でY型矮星からの電波放射の高感度探索が行われましたが、放射は検出されませんでした。^{[ 101 ]}

太陽近傍の褐色矮星の個体数推定では、褐色矮星1個に対して恒星が最大6個存在する可能性があると示唆されている。^{[ 103 ]} 2017年に若い大質量星団RCW 38を用いて行われたより最近の推定では、天の川銀河には250億から1000億個の褐色矮星が存在すると結論付けられている。^{[ 104 ]}（これらの数値を天の川銀河の恒星数の推定値（1000億から4000億個）と比較してください。）

2017年8月に発表された研究では、NASAのスピッツァー宇宙望遠鏡が、厚さが変化する雲によって引き起こされる褐色矮星の赤外線輝度の変化を観測した。観測により、褐色矮星の大気中を伝播する大規模な波動が明らかになった（海王星や他の太陽系巨大惑星の大気と同様）。これらの大気波動は雲の厚さを変化させ、異なる速度で伝播する（おそらく差動回転による）。^{[ 105 ]}

2020年8月、天文学者たちは「バックヤード・ワールド：プラネット9」プロジェクトを通じて、太陽の近くにある95個の褐色矮星を発見した。 ^{[ 106 ]}

2024年、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、 2つの褐色矮星についてこれまでで最も詳細な気象レポートを提供し、「嵐のような」状況を明らかにした。これらの褐色矮星は、 2013年に発見されたルーマン16と呼ばれる連星系の一部であり、地球からわずか6.5光年しか離れておらず、太陽に最も近い褐色矮星である。研究者たちは、これらの褐色矮星には、おそらくケイ酸塩の粒子でできており、温度が875 ℃（1,607 °F）から1,026 ℃（1,879 °F）に及ぶ乱流雲があることを発見した。これは、褐色矮星上で熱い砂が風によって吹き飛ばされていることを示している。さらに、一酸化炭素、メタン、水蒸気の吸収シグネチャが検出された。^{[ 107 ]}    

M型、L型、T型の褐色矮星連星は、主星の質量が小さいほど稀である。^{[ 108 ]} L型矮星の連星の割合は約24 +6 −2 % であり、後期 T 型、初期 Y 型矮星 (T5-Y0) の連星分率は約8% ± 6%。^{[ 109 ]}

褐色矮星連星は伴星と主星の比率が高い$q=M_{B}/M_{A}}$低質量連星の場合。例えば、主星がM型星である連星は、 q ≥ 0.4を好む傾向があり、 qの分布は広い。一方、褐色矮星はq ≥ 0.7 を好む傾向が強い。分離は質量とともに減少する。M型星の分離は 3～30天文単位(au) でピークに達し、ML 型褐色矮星の投影分離は 5～8 au でピークに達し、T5～Y0 天体の投影分離は、約 2.9 auのピーク分離を持つ対数正規分布に従う。 ^{[ 109 ]}     

一例として、最も近い褐色矮星連星であるLuhman 16 ABが挙げられる。主星はL7.5型褐色矮星で、分離距離は3.5  au、q  =  0.85である。この分離距離はML型褐色矮星の予想される分離距離の下限に近いが、質量比は典型的である。

Y型矮星のサンプルサイズが非常に小さいため、同じ傾向がY型矮星でも続くかどうかは不明である。Y+Y型矮星連星は質量比qが高く、分離距離が小さく、1天文単位未満のスケールに達するはずである。^{[ 110 ]} 2023年、Y+Y型矮星WISE J0336-0143はJWSTによって連星であることが確認され、質量比q=0.62±0.05、分離距離0.97天文単位であった。研究者らは、低質量連星褐色矮星のサンプルサイズが小さすぎるため、WISE J0336-0143が低質量連星の典型的な代表例なのか、それとも特異なシステムなのかを判断できないと指摘している。^{[ 111 ]}

褐色矮星を含む連星系の軌道の観測は、褐色矮星の質量を測定するために使用できる。2MASSW J0746425+2000321の場合、伴星の質量は太陽質量の 6% である。この測定値は力学的質量と呼ばれる。^{[ 112 ] [ 113 ]}太陽系に最も近い褐色矮星系は、連星 Luhman 16 である。同様の方法でこの系の周りの惑星を探そうとしたが、見つからなかった。^{[ 114 ]}

広連星系2M1101ABは、分離距離が1000メートルを超える最初の連星系でした。20 AU 。このシステムの発見は褐色矮星の形成に関する決定的な洞察を与えた。以前は、広範囲の連星褐色矮星は形成されないか、少なくとも 1 ～ 10 Myrの年齢で破壊されると考えられていた。このシステムの存在は、放出仮説とも矛盾する。^{[ 115 ]}放出仮説は、褐色矮星が多重星系で形成されるが、水素を燃焼するのに十分な質量を得る前に放出されるという仮説として提案された。^{[ 116 ]}

さらに最近、広連星W2150ABが発見された。これは2M1101ABと似た質量比と結合エネルギーを持つが、年齢はより高く、銀河の異なる領域に位置している。2M1101ABは密集した領域にあるのに対し、連星W2150ABは疎に分離された領域にある。これは、誕生時の星団での力学的相互作用を生き延びたに違いない。この連星は、地上観測所で容易に分離できる数少ないL+T連星の一つでもある。他の2つはSDSS J1416+13ABとLuhman 16である。 ^{[ 117 ]}

他にも興味深い連星系があり、例えば食連星褐色矮星系2MASS J05352184–0546085などがある。^{[ 118 ]}この系の測光研究により、この系では質量の小さい褐色矮星が質量の大きい伴星よりも高温であることが明らかになった。^{[ 119 ]}もう一つの珍しい連星褐色矮星系はZTF J1239+8347で、その構成要素は非常に接近して公転しているため、質量移動が起こっている。この系では、質量の大きい褐色矮星が伴星から直接物質を引き抜き、8,900 K (8,630 °C; 15,560 °F)の温度まで加熱され、大気中に明るい青色のホットスポットが生成される。^{[ 120 ]}   

恒星の周りを近距離（5 au未満）で公転する褐色矮星や巨大惑星はまれであり、これは褐色矮星砂漠と呼ばれることもある。太陽質量の恒星のうち、3～5 au以内に褐色矮星を持つものは1%未満である。^{[ 121 ]}

恒星と褐色矮星の連星の例としては、最初に発見されたT型矮星グリーゼ229Bがあり、これは主系列星である赤色矮星グリーゼ229Aの周りを公転している。準巨星の周りを公転する褐色矮星も知られており、例えばTOI-1994bは4.03日ごとに恒星の周りを公転している。^{[ 122 ]}

低質量褐色矮星を惑星とみなすべきかどうかについても意見の相違がある。NASAの系外惑星アーカイブでは、他の基準（恒星の周りを公転しているなど）を満たしている限り、最小質量が木星質量の30倍以下の褐色矮星を惑星として扱っている。^{[ 123 ]}一方、国際天文学連合（ IAU）の系外惑星ワーキンググループ（WGESP）は、質量が木星質量の13倍以下の惑星のみを惑星とみなしている。 ^{[ 124 ]}

白色矮星の周りを回る褐色矮星は非常にまれである。L型矮星のプロトタイプであるGD 165 Bはそのようなシステムの1つである。 ^{[ 125 ]}このようなシステムは、システムの年齢と褐色矮星の質量を決定するのに役立つ可能性がある。他の白色矮星-褐色矮星連星には、 COCONUTS-1 AB（70 億歳）^{[ 65 ]}、LSPM J0055+5948 AB（100 億歳）^{[ 126 ]} 、 SDSS J22255+0016 AB（20 億歳）^{[ 127 ]}、WD 0806−661 AB（15億～27 億歳）^{[ 128 ]などがある。}

白色矮星の周りを潮汐固定された褐色矮星が周回する系は、ポスト共通外層連星系（PCEB）に属する。白色矮星と褐色矮星の伴星を含むPCEBは、WD 0137-349 ABを含めて、8つしか確認されていない。これらの近接した白色矮星-褐色矮星連星系の過去の歴史では、褐色矮星は赤色巨星段階で恒星に飲み込まれる。質量が木星質量の20倍未満の褐色矮星は、飲み込まれる際に蒸発する。 ^{[ 129 ] [ 130 ]}白色矮星の近くを周回する褐色矮星の不足は、褐色矮星砂漠と呼ばれる主系列星の周りの褐色矮星の同様の観測と比較することができる。^{[ 131 ] [ 132 ]} PCEB は褐色矮星を伴って激変星(CV*) に進化する可能性がある。 ^{[ 133 ]}シミュレーションでは、高度に進化した CV* は主に準恒星の伴星 (最大 80%) と関連していることが示されている。^{[ 134 ]} WZ Sge型矮新星と呼ばれる CV* の一種は、低質量星と褐色矮星の境界付近の質量を持つ伴星を示すことが多い。^{[ 135 ]}連星BW Sculptorisは、褐色矮星を伴星とするそのような矮新星である。この褐色矮星は、伴星が褐色矮星になるのに十分な質量を失ったときに形成されたと考えられる。質量の減少に伴い、軌道周期が 70〜80 分まで減少し、その後再び増加する。この進化段階は、周期バウンサーと呼ばれる。^{[ 134 ]}白色矮星と合体した褐色矮星も存在する可能性がある。新星CK Vulpeculaeは、そのような白色矮星と褐色矮星の合体の結果である可能性がある。^{[ 136 ] [ 137 ]}

褐色矮星を周回する仮想惑星の居住可能性が研究されてきた。これらの天体に居住可能な惑星が存在するための条件を示唆するコンピューターモデルは非常に厳格であり、居住可能領域は狭く、近く（T型矮星から0.005 au）、褐色矮星の冷却（最大1000万年間融合する）により時間とともに減少する。その領域の軌道は極めて低い離心率（オーダー ）でなければならない。10 ⁻⁶ ) は、惑星に暴走温室効果を引き起こし、居住不可能にする強い潮汐力を避けるためである。また、衛星も存在しないだろう。 ^{[ 164 ]}