Brązowe karły a gwiazdy Współczesne modele stawiają granicę masy karła, poniżej której nie jest możliwa synteza wodoru w hel w jądrze, pomiędzy 0,070 a 0,075 . Obiekty o masie wyższej niż 0,08 M☉ są zdolne do podtrzymywania syntezy wodoru w hel i świecą jako gwiazdy, podczas gdy te o masie mniejszej niż 0,07 M☉ wypromieniowują tylko nagromadzone ciepło. Interesującym przewidywaniem modeli ewolucji jest istnienie, w wąskim zakresie mas, obiektów pośrednich. Ciała o masie ok. 0,075 M☉ są zdolne do zainicjowania syntezy wodoru w hel i podtrzymywania jej przez czas rzędu nawet 1010 lat, ale malejąca temperatura jądra (w związku z rosnącą degeneracją) ostatecznie przekracza wartość graniczną, synteza wygasa i obiekt stygnie dalej jak brązowy karzeł.
Początkowo źródłem energii brązowego karła o masie nie mniejszej niż 1,3% masy Słońca są reakcje jądrowe z udziałem deuteru (D + p → ), albo litu (jeśli masa karła przekracza 6% ), niewymagające tak wysokich temperatur, jak pełny cykl protonowy. Ustają one jednak po kilku milionach lat, a karzeł wydziela zgromadzone ciepło – jego jądro ogrzewa się wcześniej nawet do ok. 2 milionów kelwinów.