bélyegkép|jobbra|300px|Az 54 Piscium B barna törpe (jobbra), amely a HD 3651 csillag körül kering bélyegkép|jobbra|300px|A kisebb objektum a Gliese 229B, az elsőként azonosított barna törpe, ami a Gliese 229 körül kering. A páros a Nyúl csillagképben található, 19 fényévre a Földtől
A barna törpék olyan égitestek, melyek tömege túl kicsi ahhoz, hogy a belsejükben stabil hidrogén-hélium magfúzió jöjjön létre, és így valódi csillagokká váljanak.
Ez a reakció ugyanis csak akkor indulhat be, ha egy csillag tömege elég nagy ahhoz, hogy annak magjában a hőmérséklet a 3 millió kelvint meghaladja. Ez a tömeg nagyjából a Nap tömegének 8%-a, másként kifejezve a Jupiter tömegének 80-szorosa. A barna törpék tömege ennél kisebb, a vörös törpecsillagok és az óriásbolygók tömege között van. A keletkezési modellek alapján kialakulásuk közben valamikor a magjukban beindult a magfúzió, de nem a hidrogén, hanem lítium- vagy deutériumfúzió, ehhez 13 jupitertömeg is elegendő, ez jelöli ki alsó tömeghatárukat. Ez a magfúzió kb. 100 ezer évig tarthatott, ami csillagászati időskálán mérve epizódszerű csak.
A barna törpék energiát magfúzióval már nem termelnek, lassan kihűlnek, felszíni hőmérsékletük 1000–3000 K, abszolút magnitúdójuk +17 körüli. Lassú gravitációs összehúzódásuk elegendő energiát termel, hogy gyengécske fényt – főleg az infravörös tartományban – bocsássanak ki. Mivel tömegük nem túl nagy, és energiát magfúzióval nem termelnek, fényük halvány, megtalálásuk nehéz, viszont újabb megfigyelések szerint legalább annyian vannak, mint a közönséges csillagok.
Felfedezésük története 1963-ban Shiv Kumar vetette fel elsőként a lehetőségét, hogy a csillagképződési folyamat során olyan égitestek is keletkezhetnek, amelyek tömege nem elegendő a hidrogénfúzióhoz szükséges hőmérséklet eléréséhez. A barna törpe elnevezést később, csak 1975-ben javasolta Jill Tarter.
A név tulajdonképpen nem helyes, hiszen a barna törpék valójában vörös színben világítanak, azonban a vörös törpe elnevezést már egy másik, alacsony hőmérsékleten fúzionáló csillagtípusra felhasználták.
Az 1980-as években már több kísérletet tettek arra, hogy ilyen égitestet találjanak, de a próbálkozások csak 1995-ben jártak sikerrel, amikor a Gliese 229–Gliese 229B jelű objektumpárban az első barna törpét kétségtelenül azonosították. Ebben meghatározó szerepet játszott mind a csillagászati műszerek érzékenységének jelentős növekedése, mind az elméleti modellek fejlődése, amik lehetővé tették a gyenge fényű csillagok észlelését is. Néhány év alatt több száz barna törpét sikerült kétséget kizáróan azonosítani, és hasonló nagyságrendű azon objektumok száma, amelyeknél valószínűsíthető, hogy barna törpék.
A Naprendszerünkhöz legközelebb lévő két barna törpe – amit 2004 elején találtak meg – az ε Indi B kettős barna törpe (melyek egy közös tömegközéppont körül keringve járják körül az ε Indi A-t), tőlünk 11,8 fényév távolságban található. Ennél kissé távolabb, 12,7 fényévre van a SCR 1845-6357 vörös törpe körül keringő barna törpe.The Sun's New Exotic Neighbour – ESO 11/06 - Science release
Keletkezésük thumb|300px|A Trapezium-halmaz az Orion-ködben. Balra a látható színtarománybeli kép, jobbra az infravörös képén előtűnnek a benne lévő fiatal csillagok és barna törpék
A barna törpék keletkezési folyamata nem egyértelműen tisztázott; lényegében öt lehetőség létezik:
Egy gázfelhőből, a csillagokkal megegyező folyamat során jönnek létre, azzal az egyedüli különbséggel, hogy a létrejövő égitest tömege nem elegendő a hidrogénfúzióhoz. Fejlődésük egy többtagú rendszer részeként, egy globulában kezdődik. A rendszerből azonban kidobódnak, mielőtt még a hidrogénfúzió begyújtásához szükséges tömeget elérnék. Bolygókhoz hasonlóan protoplanetáris korongban keletkeznek, de egy későbbi fejlődési stádiumban kilökődnek a bolygórendszerből. A fiatal, anyagban gazdag nyílthalmazokban a nehéz O és B színképtípusú csillagok ionizáló sugárzása a protosztelláris akkréciós korongokat tönkreteheti (elpárologtathatja), még mielőtt ezen objektumok elegendő anyagot gyűjtenének a hidrogénfúzióhoz. Fiatal nyílthalmazokban, más csillagokkal való közeli találkozások az akkréciós korongot elpusztíthatják, mielőtt az elérné a hidrogénfúzióhoz szükséges tömeghatárt.
A csak néhány millió éves Chamaeleon I csillagkeletkezési régióban 34 barna törpét találtak, ezekből háromnál bizonyítható volt az akkréciós korong létezése, mely a fiatal csillagokra jellemző. Sok barna törpénél kimutatható a T Tauri változócsillag fázis (mely eddig csak a fiatal csillagok fősorozatig vezető útjaként volt ismert), ez további bizonyíték az azonos keletkezési történetre – legalábbis a barna törpék egy részénél. 2008-ban az Iso-Oph 102 születőben lévő barna törpénél sikerült kimutatni a protocsillagokra jellemző poláris anyagkifúvást.
Lehetséges, hogy a barna törpék alsó tömeghatárát megközelítő planemók – azaz a bolygók és a barna törpék közé sorolható nagy tömegű objektumok – keletkezése folyamata is leírható a fenti öt lehetőség egyikével, azzal a különbséggel, hogy végül 13 jupitertömegnél könnyebb égitest jön létre.
A barna törpék tulajdonságai thumb|300px|A fiatal barna törpék alig különböztethetők meg a csillagoktól. A kép a kb. 12 millió éves TWA 5B nevű barna törpét ábrázolja (fent) a Chandra űrtávcső felvételén (NASA)
Bár életútjuk eltér a csillagokétól, a barna törpék hasonló elemösszetételt mutatnak.
A könnyű törpecsillagok esetében a mag a tömegtől függetlenül 3 millió K egyensúlyi hőmérsékletre áll be, ahol a hidrogénfúzió ugrásszerűen beindul. A hőmérséklet változatlansága a tömeg és a csillag sugara között megközelítően fennálló reciprocitást mutat, azaz minél alacsonyabb a tömeg, annál magasabb a mag sűrűsége. Növekvő magsűrűségnél a Pauli-elv alapján részben degenerált elektronok járulékos nyomást fejtenek ki a gravitációs összehúzódás ellen, ami a mag kisebb felhevüléséhez vezet. Ez a Naphoz hasonló fémesség esetében ahhoz vezet, hogy 75 jupitertömeg alatt a hőmérséklet nem éri el a hidrogénfúzióhoz szükséges értéket, és barna törpe jön létre. Mivel sem az elektrondegeneráció folyamata, sem pedig a legkönnyebb csillagok tulajdonságai nem ismertek minden vonatkozásukban, így a szakirodalomban megadott értékek 70 és 78, az újabb számítások alapján 72-75 jupitertömeg körül mozognak. Az elektronok kvantummechanikai degenerációja alapján a barna törpéket – a fehér törpékhez, neutroncsillagokhoz és fekete lyukakhoz hasonlóan – kompakt objektumoknak is nevezik.
A fiatal barna törpéknél ugyan a fúziós folyamatok hozzáadódnak az energia-egyensúlyhoz, azonban ez a tétel a fejlődés egyik fázisában sem hasonlítható össze a gravitációs energia hozzájárulásával. Ez ahhoz vezet, hogy a barna törpék már az akkréció végén elkezdenek lehűlni, miközben a fúzió csak megközelítően 10-50 millió évvel tudja késleltetni e folyamatot.
Energiaszállítás A nehezebb csillagokkal ellentétben a barna törpéknél – hasonlóan a 0,3 naptömegűnél kisebb csillagokhoz – nem alakul ki héjszerkezet. Teljesen konvektívek, azaz az anyagszállítás a magtól egészen a felszínig ér, amely teljes anyagkeveredéshez vezet és egyben meghatározza a teljes belső rész hőmérsékleteloszlását. A metántörpék – mint például a Gliese 229B – vizsgálatai azonban azt a vélekedést erősítik, mely szerint az öregebb és hidegebb barna törpék konvekciós rétege nem éri el a felszínt, és ehelyett egy, a gázóriásokhoz hasonló atmoszféra alakul ki.
Méret thumb|300px|A barna törpék (középen) mérete inkább az óriásbolygók (Jupiter, jobbra) méretéhez áll közel, mint a csillagokéhoz (Nap, balra)
Az elektronok degenerációja miatt a barna törpék sugara tömegüktől függ . A degeneráció csak a barna törpék tömeghatára alatt veszti el jelentőségét, és konstans tömeg esetében a tömeg-sugár arány az értéket veszi fel. A barna törpék gyenge reciprok tömegfüggősége a teljes tömegtartományon belül megközelítően konstans sugárhoz vezet, amely kb. a Jupiterének felel meg, miközben a könnyebb barna törpék nagyobbak, mint a nehezebbek.
Színképosztály thumb|300px|A HN Pegasi B (jobbra bekarikázva), egy T típusú barna törpe
A csillagok esetében definiált színképtípusok szorosabb értelemben nem alkalmazhatók a barna törpékre, mivel ezek hagyományos értelemben nem csillagok. A megfigyelések alapján az 1800-2000 K feletti hőmérsékletek esetében a barna törpék azonban az L és M színképtípusú csillagok tartományába esnek, mivel az optikai tulajdonságok csak a hőmérséklettől, valamint az összetételtől függenek. Így a barna törpék esetében is alkalmazzák a színképosztályokat, ez azonban esetükben nem adja meg pontosan a tömeget, hanem csak a tömeg és a kor kombinációját.
Egy nehéz, fiatal barna törpe a középső M tartományban, 2900 K hőmérsékletnél kezdi életét, és az összes későbbi M- és L-színképosztályt végigjárja. A könnyebb barna törpék már eleve egy későbbi típusnál indulnak. A fősorozat alsó határa nem ismert pontosan, de feltehetően az L2 és L4 színképosztályok között, azaz az 1800–2000 K hőmérséklet-tartományban található. A későbbi, hidegebb színképtípusúak biztosan barna törpék. A hidegebb barna törpék számára – mint például a 950 K hőmérsékletű Gliese 229B – a T típussal egy új színképosztályt vezettek be, amely az 1450 K alatti hőmérséklet-tartományával már nem alkalmazható csillagokra. Mivel a színképet ezekben a hőmérséklet-tartományokban elsősorban erős metánvonalak jellemzik, így a T típusú barna törpéket metántörpéknek is nevezik.
Sokáig a kb. 800 K hőmérsékletű Gliese 570D, valamint a T9 színképosztályú, 600 és 950 K közötti hőmérsékletű 2MASS J0415-0935 a voltak a leghidegebb ismert barna törpék. Mivel ez utóbbi a 2007 májusában felfedezett 650 K hőmérsékletű ULAS J0034-00Discovery Narrows the Gap Between Planets and Brown Dwarfs – Joint Astronomy Centre & Gemini Observatory – 30 May 2007 jelű barna törpével együtt már eltéréseket mutattak a többi T-törpéhez képest, így új színképosztályt, az Y osztályt kellett bevezetni.Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs, N.R.Deacon and N.C.Hambly, 2006 Az első Y törpe, a (CFBDS J005910.83-011401.3) felfedezését 2008 áprilisában jelentették be, felszíni hőmérséklete 350 °C (kb. 620 K), légkörében kimutatták a barna törpékre jellemző metán mellett a csak az óriásbolygókra jellemző ammóniát is.Az első Y törpe: átmeneti égitest a csillagok és bolygók között – Hírek.csillagászat.hu ; Szulágyi Judit, 2008. április 18. Ennél hidegebb a 2009-ben felfedezett Wolf 940B, mely a Wolf 940 vörös törpe körül kering mintegy 440 CsE távolságban. A 20–30 Jupiter tömegű égitest felszíni hőmérséklete mindössze 300 °C. 2010 januárjában jelentették be a SDSS1416+13 kettős rendszer felfedezését, ennek B jelű komponensének felszíni hőmérséklete mindössze 500 kelvin (220 °C).
Légkör Az M8 illetve L0 színképtípusok között található objektumok egy része vörös törpe, míg másik része forró barna törpe. Ez utóbbi égitestek effektív felszíni hőmérséklete 2200 és 1400 K között van, mely hőmérséklet-tartomány már annyira alacsony, hogy lehetővé teszi molekulák kialakulását, mint például a titán-oxid és egyéb fém-oxidok. 1400 K alatti hőmérsékleten, a T törpék tartományában a metán sávja válik határozottá a színképben. E molekulák okozta vonalak egyértelműen kimutathatók a színképben. Az L törpéknél pedig, még alacsonyabb hőmérsékleten alkálifémek vonalai jelennek meg.
Mivel az infravörös fényességmérések több esetben egy adott barna törpénél a forgással nem összeegyeztethető ingadozásokat mutatnak, így arra lehet következtetni, hogy légkörük áteresztése e hullámhosszokon nem homogén, ez pedig a Jupiternél megfigyelhető felhőzetre utal.
Forgás