Кафеавите џуџиња — вид на подѕвездени објекти кои имаат поголема маса од најголемите гасни џиновски планети, но помали од најмасовните ѕвезди од главната низа. Нивната маса е приближно 13 до 80 пати поголема од јупитеровата маса () не е доволно голема за да се одржи јадрено соединување на обичниот водород (1H) во хелиум во нивните јадра, но доволно масивна за да емитува светлина и топлина од соединување на деутериум (2H). Најмасовните (> ) можат да согорат литиум (7Li)
Астрономите ги класифицираат самосветлечките објекти според спектрален тип, разлика тесно поврзана со температурата на површината, а кафеавите џуџиња ги заземаат типовите M, L, T и Y. 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 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, додека постудените кафеави џуџиња најверојатно ќе изгледаат магента или црни за човечкото око. Кафеавите џуџиња може да бидат целосно конвективни, без слоеви или хемиска диференцијација по длабочина.
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 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, 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 Барнардовата Ѕвезда.
Историја thumb|250px|right|Ова кафеаво џуџе (помалото тело) кружи околу ѕвездата Глизе 229, која се наоѓа во соѕвездието Зајак на околу 19 светлосни години од Земјата. Кафеавото џуџе, наречено Глизе 229B, е околу 20 до 50 пати поголемо од Јупитер.
Рано теоретизирање 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 црни џуџиња, класификација за темните подѕвездени објекти кои слободно лебдат во вселената кои не биле доволно масивни за да одржат водородно соединување. Сепак, (а) терминот црно џуџе веќе бил во употреба за да се однесува на ладно бело џуџе; (б) црвените џуџиња спојуваат водород; и (в) 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.
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.
Раните теории во врска со природата на ѕвездите со најниска маса и границата на согорување на водород сугерираат дека население I со маса помала од 0,07 сончеви маси (M☉) или популационен објект II помал од никогаш не би поминал низ нормален ѕвезден развој и би станал целосно изродена ѕвезда. Првата само-конзистентна пресметка на минималната маса што гори водород потврдила вредност помеѓу 0,07 и 0,08 сончеви маси за население I објекти.
Соединување на деутериум
Откритието на јадреното согорување на деутериум до () и влијанието на формирањето прашина во студените надворешни 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 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 белите џуџиња од главната низа, испитувања на млади ѕвездени јата и следење на 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“.
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 согоруваат својот литиум за малку повеќе од 100 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, 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 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 микрометри, карактеристика што претходно била забележана единствено во атмосферата на џиновските планети и на сатурновата 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 џуџиња“, за што Глизе 229B е прототипот.
Теиде 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. Овој објект, кој бил пронајден во отворениот кластер Плејади, го добил името Теиде 1. Статијата за откривање била поднесена до Nature во мај 1995 година и објавена на 14 септември 1995. 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 cm телескоп (IAC 80) во опсерваторијата Теиде, а нејзиниот спектар за прв пат бил снимен во декември 1994 година со помош на 4.2 m Телескопот Вилијам Хершел во опсерваторијата Роке де лос Мучахос (Ла Палма). Растојанието, хемискиот состав и староста на Теиде 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 1 маса од , што е под границата на ѕвездената маса. Објектот станал наводен во следните дела поврзани со млади кафеави џуџиња.
Теоретски, кафеаво џуџе под 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 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 1 е кафеаво џуџе, како и ефикасноста на спектроскопското литиумско согорување.
Некое време, Теиде 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 светлосни години од Сонцето, и Луман 16, бинарен систем на кафеави џуџиња на 6,5 светлосни години од Сонцето.
Теорија 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 протоѕвездата. За типична ѕвезда, притисокот на гасот и зрачењето генерирани од реакциите на термојадреното соединување во нејзиното јадро ќе ја поддржат против секоја понатамошна гравитациска контракција. 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 , нормалните водородни 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:
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.