Nano marroi-en iturria ikusi

[[Fitxategi:Artist’s conception of a brown dwarf like 2MASSJ22282889-431026.jpg|thumb|272x272px|T motako nano marroi baten kontzeptu artistikoa]]
[[Fitxategi:Brown Dwarf Comparison 2020.png|thumb|272x272px|Konparazioa: nano marroi gehienak Jupiter baino txikixeagoak dira ( % 15-20),<ref>{{Erreferentzia|izena=Satoko|abizena=Sorahana|izenburua=On the Radii of Brown Dwarfs Measured with AKARI Near-Infrared Spectroscopy|orrialdeak=77|abizena2=Yamamura|abizena3=Murakami|izena2=Issei|izena3=Hiroshi|data=2013-03-26|url=http://arxiv.org/abs/1304.1259|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=767|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/767/1/77|sartze-data=2021-06-05}}</ref> baina 80 aldiz masiboagoak izaten jarraitzen dute, dentsitate handiagoa dutelako. Irudia ez dago eskalan; Jupiterren erradioa Lurrarena baino 10 aldiz handiagoa da, eta Eguzkiaren erradioa Jupiterrena baino 10 aldiz handiagoa.]]
'''Nano marroi''' bat, planeta [[erraldoi gaseoso]] masiboenen eta hain masiboak ez diren [[izar]]ren artean masa bat duen objektu subestelar mota bat da, Jupiterrena (<var>M</var><sub>J</sub>) baino 13-80 aldiz handiagoa.<ref name="#1">{{Erreferentzia|izenburua=Untitled Document|data=2006-09-28|url=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2021-06-05}}</ref><ref name=":0">{{Erreferentzia|izena=Nicholos|abizena=Wethington|izenburua=Dense Exoplanet Creates Classification Calamity|hizkuntza=en-US|data=2008-10-06|url=https://www.universetoday.com/19237/dense-exoplanet-creates-classification-calamity/|aldizkaria=Universe Today|sartze-data=2021-06-05}}</ref>

[[Sekuentzia nagusia|Sekuentzia nagusiko]] izarrek ez bezala, nano marroiek ez dute euren nukleoetan [[hidrogeno]] arruntaren [[fusio nuklear]] iraunkorra ([[Hidrogeno isotopoak#Protioa|<sup>1</sup>H]]) eragiteko adina masa hartzen. Horregatik, nano marroiei, batzuetan, ''huts egindako izarrak'' deitzen zaie. Hala ere, deuterioa ([[Hidrogeno isotopoak#Deuterioa|<sup>2</sup>H]]) eta litioa (<sup>7</sup>Li) fusionatu ditzaketela uste da, euren masa 65 <var>M</var><sub>J</sub> baino handiagoa bada.<ref name=":0" /> Hidrogenozko errekuntza iraunkor bat abiarazteko behar den gutxieneko masa [[Nazioarteko Astronomia Batasuna]]k gaur egun erabiltzen duen definizioaren goiko muga da, ~13 <var>M</var><sub>J</sub> deuterioko errekuntzaren gutxieneko masa, planetak dauden klasearen beheko muga den bitartean.<ref name=":0" /><ref name="#1"/>

Nano marroiak euren eraketa prozesuak hobeto definituko ote lituzkeen ere eztabaidatzen da, fusio nuklearraren erreakzioetan oinarritutako masa muga teorikoek baino.<ref name=":1">{{Erreferentzia|izena=Adam J.|abizena=Burgasser|izenburua=Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters|orrialdeak=70|hizkuntza=en|data=2008|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008PhT....61f..70B/abstract|aldizkaria=Physics Today|alea=6|zenbakia=61|issn=0031-9228|doi=10.1063/1.2947658|sartze-data=2021-06-05}}</ref> Interpretazio honen arabera, nano marroiak [[izar eraketa]] prozesuko masa txikieneko produktuak irudikatzen dituzten objektuak dira, planetak izar bat inguratzen duen [[akrezio disko]] batean eratutako objektuak diren bitartean. Uste denez, aurkitutako objektu libre hotzenek, [[WISE 0855]] kasu, baita ezagutzen diren masa txikiagoko objektu gazteek ere, [[PSO J318.5-22]] kasu, 13 M<sub>J</sub>tik beherako masak dituzte, eta, beraz, batzuetan, planeta interestelar edo nano marroitzat hartu behar diren anbiguotasunagatik, masa planetarioko objektuak deitzen zaie. Nano marroien inguruan orbitatzen duten masa planetarioko objektuak daudela ezagutzen da, [[2M1207b]], [[MOA-2007-BLG-192Lb]], [[2MASS J044144b]] eta [[Oph 98 B]] kasu.

Astronomoek objektu autoluminosoak euren [[Izarren sailkapena|espektru klasearen]] arabera sailkatzen dituzte, azaleko tenperaturari estuki lotutako bereizketa bat, eta nano marroiek M, L, T eta Y. motak okupatzen dituzte.<ref name=":1" /><ref>{{Erreferentzia|izena=Michael C.|abizena=Cushing|izenburua=Ultracool Objects: L, T, and Y Dwarfs|argitaletxea=Springer International Publishing|orrialdeak=113–140|hizkuntza=en|data=2014|url=https://doi.org/10.1007/978-3-319-01162-2_7|aldizkaria=50 Years of Brown Dwarfs: From Prediction to Discovery to Forefront of Research|editore-abizena=Joergens|editore-izena=Viki|isbn=978-3-319-01162-2|doi=10.1007/978-3-319-01162-2_7|sartze-data=2021-06-05|serie=Astrophysics and Space Science Library}}</ref> Nano marroiek hidrogenoaren fusio egonkorrik ez dutenez, denborarekin hoztu egiten dira, pixkanaka azken espektro motetatik igaroz zahartzen diren heinean.

Izenaren arren, begi hutsez nano marroiek kolore ezberdinekoak dirudite tenperaturaren arabera.<ref name=":1" /> Beroenak, ziuraski, laranjatuak edo gorriak dira,<ref name=":2">{{Erreferentzia|izenburua=If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?|hizkuntza=en-US|data=2009-01-06|url=https://www.universetoday.com/23247/if-brown-isnt-a-color-what-color-are-brown-dwarfs/|aldizkaria=Universe Today|sartze-data=2021-06-05}}</ref> nano marroirik hotzenek, giza begiarentzat, [[magenta]] itxura izango luketen bitartean.<ref name=":1" /><ref>{{Erreferentzia|izena=Adam|abizena=Burrows|izenburua=The Theory of Brown Dwarfs and Extrasolar Giant Planets|orrialdeak=719–765|abizena2=Hubbard|abizena3=Lunine|abizena4=Liebert|izena2=W. B.|izena3=J. I.|izena4=James|data=2001-09-24|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0103383|aldizkaria=Reviews of Modern Physics|alea=3|zenbakia=73|issn=0034-6861|doi=10.1103/RevModPhys.73.719|sartze-data=2021-06-05}}</ref> Nano marroiak erabat [[Konbekzio|konbektiboak]] izan daitezke, geruzarik eta sakontasunaren araberako bereizketa kimikorik gabe.<ref>{{Erreferentzia|abizena=DNews|izenburua=Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf - Seeker|hizkuntza=en|url=https://www.seeker.com/violent-storms-rage-on-nearby-brown-dwarf-1765411574.html|aldizkaria=www.seeker.com|sartze-data=2021-06-05}}</ref>

1960ko hamarkadan bere existentziari buruz teorizatu zen arren, 1990eko hamarkadaren erdialdera arte ez ziren anbiguotasunik gabeko lehen nano marroiak aurkitu. Nano marroiek azaleko tenperatura baxuak dituztenez, ez dira oso distiratsuak ageriko uhin luzeretan, eta euren argiaren zatirik handiena [[infragorri]]an igortzen dute. Infragorri trebeenak detektatzeko gailuak iristearekin batera, milaka nano marroi identifikatu dira.

Ezagutzen diren nano marroi hurbilenak [[Luhman 16]] sisteman daude, L eta T motako nano marroi [[Izar bitar|bitar]] bat, 6,5 argi urteko distantziara. Luhman 16 Eguzkitik gertuen dagoen hirugarren sistema da, [[Alfa Centauri]] eta [[Barnarden izarra]]ren ondoren.

== Historia ==

=== Lehen teoriak ===
[[Fitxategi:PIA23685-Planets-BrownDwarfs-Stars.jpg|ezkerrera|thumb|Planetak, nano marroiak, izarrak]]
[[Fitxategi:Brown Dwarf Gliese 229B.jpg|thumb|Objekturik txikiena Gliese 229B da, Jupiterrena halako 20 eta 50 arteko masa duelarik, [[Gliese 229]] izarraren inguruan orbitatzen duena. [[Lepus (konstelazioa)|Lepus]] konstelazioan dago, Lurretik 19 argi urtera.]]
Gaur egun "nano marroiak" deitzen diren objektuak, 1960ko hamarkadan teorizatu zituen Shiv S. Kumarrek, eta, jatorrian, [[nano beltz]]ak deitzen ziren,<ref>{{Erreferentzia|izena=Shiv S.|abizena=Kumar|izenburua=Study of Degeneracy in Very Light Stars.|orrialdeak=579|hizkuntza=en|data=1962|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1962AJ.....67S.579K/abstract|aldizkaria=The Astronomical Journal|zenbakia=67|issn=0004-6256|doi=10.1086/108658|sartze-data=2021-06-06}}</ref> espazioan aske flotatzen zuten eta hidrogenoaren fusioa eusteko bezain masiboak ez ziren subestelar objektu ilunentzako sailkapen bat. Hala ere, (a) nano beltza hitza jada erabiltzen zen [[nano zuri]] hotz bati erreferentzia egiteko; (b) [[nano gorri]]ek hidrogenoa fusionatzen dute; eta (c) objektu hauek argitsuak izan daitezke euren bizitzaren hasieran ikus daitezkeen uhin luzeretan. Horregatik, objektu hauentzako izen alternatiboak proposatu ziren, planetar eta subizar kasu. 1975ean, [[Jill Tarter]]rek "nano marroia" hitza iradoki zuen, "Marroia" gutxi gorabeherako kolore bezala erabiliz.<ref name=":2" /><ref>{{Erreferentzia|izena=Jill|abizena=Tarter|izenburua=Brown Is Not a Color: Introduction of the Term ‘Brown Dwarf’|argitaletxea=Springer International Publishing|orrialdeak=19–24|hizkuntza=en|data=2014|url=https://doi.org/10.1007/978-3-319-01162-2_3|aldizkaria=50 Years of Brown Dwarfs: From Prediction to Discovery to Forefront of Research|editore-abizena=Joergens|editore-izena=Viki|isbn=978-3-319-01162-2|doi=10.1007/978-3-319-01162-2_3|sartze-data=2021-06-06|serie=Astrophysics and Space Science Library}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Ken|abizena=Croswell|izenburua=Planet quest : the epic discovery of alien solar systems|argitaletxea=Oxford University Press|data=1999|url=https://www.worldcat.org/oclc/39733378|isbn=0-19-288083-7|pmc=39733378|sartze-data=2021-06-06}}</ref>

Nano beltza hitzak, oraindik ere, hoztu egin den [[nano zuri]] bati erreferentzia egiten dio, argi kopuru esanguratsuak isurtzeari uzteraino. Hala ere, masa txikieneko nano zuria tenperatura honetara iritsi arte hozteko behar den denbora, unibertsoaren egungo adina baino handiagoa dela kalkulatzen da, eta, beraz, objektu hauek oraindik ez existitzea espero da.

Masa txikiagoko izarren izaerari eta hidrogeno errekuntzaren mugari buruzko lehen teoriek, 0,07 [[eguzki masa]] (<var>M</var><sub>☉</sub>) baino gutxiagoko masa duen I. populazioko objektu bat edo 0,09 <var>M</var><sub>☉</sub> baino gutxiagoko II. populazioko objektu bat, [[izar eboluzio]] normal batetik inoiz pasako ez zela iradokitzen zuten, eta erabat [[Izar konpaktu|endekatutako izar]] bihurtuko zela.<ref>{{Erreferentzia|izena=Shiv S.|abizena=Kumar|izenburua=The Structure of Stars of Very Low Mass.|orrialdeak=1121|hizkuntza=en|data=1963-05|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1963ApJ...137.1121K/abstract|aldizkaria=The Astrophysical Journal|zenbakia=137|issn=0004-637X|doi=10.1086/147589|sartze-data=2021-06-06}}</ref> Hidrogenoaren gutxieneko errekuntza-masaren lehen kalkulu autokoherenteak 0,07 eta 0,08 eguzki masa arteko balioa berretsi zuen I. populazioko objektuentzat.<ref>{{Erreferentzia|izena=C.|abizena=Hayashi|izenburua=Evolution of Stars of Small Masses in the Pre-Main-Sequence Stages|orrialdeak=460–474|hizkuntza=en|abizena2=Nakano|izena2=T.|data=1963-10|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1963PThPh..30..460H/abstract|aldizkaria=Progress of Theoretical Physics|alea=4|zenbakia=30|issn=0033-0684|doi=10.1143/PTP.30.460|sartze-data=2021-06-06}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Takenori|abizena=Nakano|izenburua=Pre-main Sequence Evolution and the Hydrogen-Burning Minimum Mass|argitaletxea=Springer International Publishing|orrialdeak=5–17|hizkuntza=en|data=2014|url=https://doi.org/10.1007/978-3-319-01162-2_2|aldizkaria=50 Years of Brown Dwarfs: From Prediction to Discovery to Forefront of Research|editore-abizena=Joergens|editore-izena=Viki|isbn=978-3-319-01162-2|doi=10.1007/978-3-319-01162-2_2|sartze-data=2021-06-06|serie=Astrophysics and Space Science Library}}</ref>

=== Deuterioaren fusioa ===
Deuterioaren errekuntza 0,013 [[eguzki masa]]raino aurkitzeak eta hautsaren eraketak nano marroien kanpoko [[atmosfera]] hotzetan 1980ko hamarkadaren amaieran izan zuen eraginak zalantzan jarri zituzten teoria hauek. Hala ere, objektu hauek aurkitzea zaila zen, ia ez baitute argi ikusgarririk igortzen. Bere emisiorik bortitzenak espektro [[infragorri]]an (IR) aurkitzen dira, eta lurreko IR detektagailuak oso zehaztugabeak ziren garai hartan edozein nano marroi erraz identifikatzeko.

Ordutik, objektu hauen bilaketa ugari egin dira metodo ezberdinen bidez. Metodo hauek, kolore anitzeko irudien ikerketak, zelaiko izarren inguruan, [[Sekuentzia nagusia|sekuentzia nagusiko]] nanetako eta [[nano zuri]]etako lagun ahulen bila irudi ikerketak, [[Izar-kumulu|izar kumulu]] gazteen ikerketak eta abiadura erradialaren jarraipena hurbileko lagunen bila.

=== GD 165B eta "L" klasea ===
Urte askotan zehar, nano marroiak aurkitzeko ahaleginak alferrikakoak izan ziren. Hala ere, 1988an, [[GD 165]] bezala ezagutzen den izar baten lagun ahul bat aurkitu zen infragorrian nano zurien bilaketa batean. GD 165B lagunaren espektroa oso gorria eta enigmatikoa zen, eta ez zuen masa baxuko [[nano gorri]] batengandik espero zen ezaugarririk erakusten. Argi geratu zen GD 165B orduan ezagutzen ziren azken '''M''' nanoak baino objektu hotzago bezala sailkatua izan behar zela. GD 165B objektu bakarra izaten jarraitu zuen ia hamarkada batez Two Micron All-Sky Survey ([[2MASS]]) iritsi zen arte, antzeko kolore eta ezaugarri espektralak zituzten objektu asko aurkitu zituena.

Gaur egun, GD 165B, gaur egun "L nanoak" deitzen diren objektu klase baten prototipo bezala ezagutzen da.<ref>{{Erreferentzia|izena=E. L.|abizena=Martin|izenburua=Keck HIRES spectra of the brown dwarf DENIS-P J1228.2-1547|orrialdeak=L29–L32|hizkuntza=en|abizena2=Basri|abizena3=Delfosse|abizena4=Forveille|izena2=G.|izena3=X.|izena4=T.|data=1997-11|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997A&A...327L..29M/abstract|aldizkaria=Astronomy and Astrophysics|zenbakia=327|issn=0004-6361|sartze-data=2021-06-06}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=J. Davy|abizena=Kirkpatrick|izenburua=Dwarfs Cooler than ``M'': The Definition of Spectral Type ``L'' Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS)|orrialdeak=802–833|hizkuntza=en|abizena2=Reid|abizena3=Liebert|abizena4=Cutri|abizena5=Nelson|abizena6=Beichman|abizena7=Dahn|abizena8=Monet|abizena9=Gizis|izena2=I. Neill|izena3=James|izena4=Roc M.|izena5=Brant|izena6=Charles A.|izena7=Conard C.|izena8=David G.|izena9=John E.|data=1999-07|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...519..802K/abstract|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=519|issn=0004-637X|doi=10.1086/307414|sartze-data=2021-06-06}}</ref>

Nanarik hotzenaren aurkikuntza bere garaian oso esanguratsua izan zen arren, GD 165B nano marroi bezala sailkatua izango ote zen eztabaidatu zen, edo, besterik gabe, oso masa baxuko izar bezala, behaketari dagokionez, bien artean bereiztea oso zaila baita.

GD 165B aurkitu eta gutxira, nano marroirako beste hautagai batzuen berri eman zen. Hala ere, gehienek ez zuten hautagai izatea lortu, litio faltak izar objektuak zirela frogatu baitzuen. Benetako izarrek euren litioa 100 [[Ma]] baino gehixeago erretzen dute, nano marroiek (nahasian, benetako izarren antzeko tenperatura eta argitasunak izan ditzaketenak) ez duten bitartean. Beraz, atmosferan 100 Ma baino gehiago dituen objektu baten litioa detektatzeak nano marroi bat dela bermatzen du.

=== Gliese 229B eta "T" klasea - metanozko nanoak ===
"T" klaseko lehen nano marroia 1994an aurkitu zuten [[Caltech]]<nowiki/>eko Shrinivas Kulkarni, Tadashi Nakajima, Keith Matthews eta Rebecca Oppenheimer astronomoek eta [[Johns Hopkins Unibertsitatea|Johns Hopkins]]<nowiki/>eko Sam Durrance eta David Golimowskiren zientzialariek. 1995ean [[Gliese 229]]<nowiki/>en kide subestelar bat zela baieztatu zen. Gliese 229b nano marroi baten ebidentzia argiko lehen bi kasuetako bat da, [[Teide 1]]<nowiki/>ekin batera. 1995ean berretsiak, biak identifikatu ziren 670,8 nm-ko litio lerroaren presentziagatik. Azken honek, tenperatura eta argitasuna, izar mailatik oso behera zuen.

Infragorri hurbileko bere espektroak, argi eta garbi, bi mikrometroko metano xurgapen banda bat erakusten zuen, aurretik, planeta erraldoien atmosferetan eta [[Saturno]]ren ilargian soilik ikusi zen ezaugarri bat, [[Titan (satelitea)|Titan]]. Metanoaren xurgapena ez da sekuentzia nagusiko izar baten ezein tenperaturatan itxaroten. Aurkikuntza honek, '''L''' nanoak baino are hotzagoa zen beste espektro klase bat ezartzen lagundu zuen, "'''T''' nanoak" bezala ezagutzen direnak, horietatik, Gliese 229B prototipoa delarik.

=== Teide 1 - "M" klaseko lehen nano marroia ===
Baieztatutako "M" klaseko lehen nano marroia Rafael Rebolo (taldeko burua), Maria Rosa Zapatero Osorio eta Eduardo Martin astrofisikari espainiarrek aurkitu zuten 1994an.<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Home {{!}} Instituto de Astrofísica de Canarias • IAC|url=https://www.iac.es/|aldizkaria=www.iac.es|sartze-data=2021-06-06}}</ref> Objektu hau, [[Pleiadeak (astronomia)|Pleiadeen]] kumulu irekian dagoena, [[Teide 1]] izena jaso zuen. Aurkikuntzari buruzko artikulua Natureri bidali zitzaion 1995eko maiatzean, eta 1995eko irailaren 14an argitaratu zen.<ref>{{Erreferentzia|izena=Rafael|abizena=Rebolo|izenburua=Teide 1 and the Discovery of Brown Dwarfs|argitaletxea=Springer International Publishing|orrialdeak=25–49|hizkuntza=en|data=2014|url=https://doi.org/10.1007/978-3-319-01162-2_4|aldizkaria=50 Years of Brown Dwarfs: From Prediction to Discovery to Forefront of Research|editore-abizena=Joergens|editore-izena=Viki|isbn=978-3-319-01162-2|doi=10.1007/978-3-319-01162-2_4|sartze-data=2021-06-06|serie=Astrophysics and Space Science Library}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=R.|abizena=Rebolo|izenburua=Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster|orrialdeak=129–131|hizkuntza=en|abizena2=Zapatero Osorio|abizena3=Martín|izena2=M. R.|izena3=E. L.|data=1995-09|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995Natur.377..129R/abstract|aldizkaria=Nature|alea=6545|zenbakia=377|issn=0028-0836|doi=10.1038/377129a0|sartze-data=2021-06-06}}</ref> Naturek zenbaki horren azalean "nano marroia, ofiziala" nabarmendu zuen.

Teide 1 IAC taldeak 1994ko urtarrilak 6an [[Teideko Behatokia]]n 80 zentimetroko teleskopioarekin (IAC 80) jasotako irudietan aurkitu zen, eta bere espektroa, lehen aldiz, 1994ko abenduan erregistratu zen, 4,2 metroko William Herschel teleskopioarekin La Palmako [[Roque de los Muchachosko Behatokia|Roque de los Muchachos behatokian]]. Teide 1aren distantzia, konposizio kimikoa eta adina, Pleiadeetako izar kumulu gaztearena izateagatik ezarri ahal izan ziren. Une horretan aurreratuenak ziren izar eboluzio eta subestelar ereduak erabiliz, taldeak Teide 1-entzat 55 ± 15 <var>M</var><sub>J</sub>-ko masa bat estimatu zuen,<ref>{{Erreferentzia|izena=K.|abizena=Leech|izenburua=Mid-IR Observations of the Pleiades Brown Dwarfs Teide 1 &amp; Calar 3|orrialdeak=82|hizkuntza=en|abizena2=Altieri|abizena3=Metcalfe|abizena4=Martin|abizena5=Rebolo|abizena6=Zapatero Osorio|abizena7=Laureijs|abizena8=Prusti|abizena9=Salama|izena2=B.|izena3=L.|izena4=E. L.|izena5=R.|izena6=M.|izena7=R.|izena8=T.|izena9=A.|data=2000|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000ASPC..212...82L/abstract|aldizkaria=From Giant Planets to Cool Stars|zenbakia=212|issn=1050-3390|sartze-data=2021-06-06}}</ref> izar masaren mugatik behera dagoena. Objektua erreferentzia bihurtu zen nano marroi gazteekin lotutako ondorengo lanetan.

Teorian, 65 <var>M</var><sub>J</sub> baino gutxiagoko nano marroi bat, litioa fusio termonuklear bidez erretzeko gai ez da bere eboluzioaren inongo unetan. Gertaera hau, gainazaleko argitasun eta tenperatura baxuko gorputz astronomikoen izaera subestelarra epaitzeko erabiltzen den litioaren froga printzipioetako bat da.

1995eko azaroan Keck 1 teleskopioak eskuratutako kalitate handiko espektro datuek, Teide 1ek, oraindik, jatorrizko hodei molekularraren litio ugaritasuna zuela erakutsi zuten, nondik Pleiadeen izarrak sortu ziren, bere nukleoan fusio termonuklearrik ez zegoela frogatzen duena. Behaketa hauek Teide 1 nano marroi bat dela baieztatu zuten, baita litioaren proba espektroskopikoaren eraginkortasuna ere.

Denbora batez, Teide 1, Eguzki Sistematik kanpo, zuzeneko behaketaz identifikatua izan zen objekturik txikiena izan zen. Ordutik, 1.800 nano marroi baino gehiago identifikatu dira, baita Lurretik oso gertu dauden batzuk ere, [[Epsilon Indi]] Ba eta Bb kasu, Eguzkiaren antzeko izar bati grabitazionalki lotutako nano marroi pare bat, honetatik 12 argi urtera, eta [[Luhman 16]], Eguzkitik 6,5 argi urtera dagoen nano marroien sistema bitar bat.

== Teoria ==
{{Star nav}}
[[Izar eboluzio|Izarrak sortzeko]] mekanismo estandarra gas eta hautsezko izarrarteko hodei hotz baten grabitazio-kolapsoa da. Hodeia uzkurtu ahala, berotu egiten da [[Kelvin-Helmholtz mekanismo]]aren ondorioz. Prozesuaren hasieran, uzkurtzen den gasak azkar irristatzen du energiaren zati handi bat, kolapsoak jarraitzea ahalbidetuz. Azkenik, erdigunea erradiazioa harrapatzeko bezain trinkoa bihurtzen da. Ondorioz, tenperatura zentrala eta kolapsatutako hodeiaren dentsitatea izugarri handitzen dira denborarekin, uzkurdura motelduz, baldintzak, [[protoizar]]raren nukleoan erreakzio termonuklearrak gertatzeko bezain bero eta trinkoak diren arte. Izar gehienetan, gasaren eta [[fusio termonuklear]]raren erreakzioek izarraren nukleoan sortzen duten erradiazioaren presioak beste edozein grabitate kontrakzioren aurka eutsiko dio. [[Oreka hidrostatiko]]a lortzen da eta izarrak bere bizitzaren zatirik handiena hidrogenoa helioan fusionatuz pasatuko du sekuentzia nagusiko izar bezala.

Hala ere, protoizarraren masa 0,08 <var>M</var><sub>☉</sub> baino txikiagoa bada, hidrogenoaren [[fusio termonuklear]]reko erreakzio normalak ez dira nukleoan piztuko. Grabitate uzkurdurak ez du [[protoizar]] txikia oso modu eraginkorrean berotzen, eta nukleoaren tenperatura fusioa eragiteko adina handitu aurretik, dentsitatea elektroiak elektroien endekapen presio kuantiko bat sortzeko adina metatzen diren puntura iristen da. Nano marroien barneko ereduen arabera, nukleoan dentsitaterako, tenperaturarako eta presiorako ohikoak diren baldintzak honako hauek izatea espero da:

* <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>

Honek esan nahi du protoizarra ez dela hidrogenoaren fusioa mantentzeko beharrezko baldintzak lortzeko bezain masiboa eta trinkoa. Elektroien endekapen-presioak materia hutsezina beharrezko dentsitate eta presioetara iristea eragozten du.

Grabitate uzkurdura handiagoa eragozten da eta emaitza "huts egindako izar" bat da, edo bere barne energia termikoa irradiatuz hozten den nano marroi bat.

=== Masa altuko nano marroiak masa baxuko izarren aurrean ===
[[Litio]]a nano marroietan egon ohi da, eta ez masa baxuko izarretan. Izarrek, hidrogenoa fusionatzeko behar den tenperatura altua lortzen dute, eta berehala agortzen dute euren litioa. Litio-7aren eta [[protoi]] baten fusioa [[Helio 4|helio-4]]<nowiki/>ko bi nukleo sortuz gertatzen da. Erreakzio honetarako behar den tenperatura hidrogenoaren fusiorako behar denaren azpitik dago. Masa baxuko izarren konbekzioak litioa izarraren bolumen osoan agortzen amaituko dela ziurtatzen du. Beraz, litioaren espektro lerroak nano marroi izateko hautagai batengan duen presentzia, benetan subestelar objektu bat dela adierazten duen adierazle indartsu bat da.

==== Litioaren proba ====
Litioaren erabilera hautagai diren nano marroiak masa baxuko izarretatik bereizteko '''litioaren proba''' bezala ezagutzen da, eta Rafael Rebolo, Eduardo Martin eta Antonio Magazzuk hasi zuten. Hala ere, litioa izar oso gazteetan ere ikusten da, oraindik ez baitute denbora nahikorik izan erabat erretzeko.

Izarrik astunenek, Eguzkiak kasu, litioa euren kanpo geruzetan ere atxiki dezakete, sekula litioa fusionatzeko adina berotzen ez direnak, eta hauen konbekzio geruza nukleoarekin nahasten ez dena, non litioa azkar agortuko litzatekeen. Izar handiago hauek nano marroietatik erraz bereizten dira euren tamaina eta argitasunagatik.

Aitzitik, bere masa mailaren goiko muturrean dauden nano marroiak, gazteak direnean euren litioa agortzeko bezain beroak izan daitezke. 65 M<sub>J</sub> baino gehiagoko masa duten nanoek, euren litioa erre dezakete 500 milioi urte dituztenean,<ref>{{Erreferentzia|izena=S. R.|abizena=Kulkarni|izenburua=Brown dwarfs: a possible missing link between stars and planets.|orrialdeak=1350–1354|hizkuntza=en|data=1997|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997Sci...276.1350K/abstract|aldizkaria=Science|zenbakia=276|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.276.5317.1350|sartze-data=2021-06-06}}</ref> eta, beraz, litioaren proba ez da perfektua.

==== Metano atmosferikoa ====
Izarrak ez bezala, nano marroirik antzinakoenak, batzuetan, denbora tarte oso luzeetan, euren atmosferek, objektu beroagoetan eratu ezin diren [[Metano hidrato|metano]] kopuru behagarriak bildu ahal izateko bezain hotzak dira. Honela baieztatutako nanoen artean [[Gliese 229B]] dago.

==== Burdin euria ====
Sekuentzia nagusiko izarrak hoztu egiten dira, baina, azkenean, fusio konstante baten bidez mantendu dezaketen gutxieneko [[Argitasun|argitasun bolometriko]] bat lortzen dute. Argitasun hau, izar batetik bestera aldatzen da, baina, orokorrean, eguzkiarenaren %0,01ekoa da. Nano marroiak, euren bizitzan zehar, etengabe hoztu eta iluntzen dira: nahiko zaharrak diren nano marroiak, ahulegiak izango dira detektagarriak izateko.

[[Burdin euria]], konbekzio atmosferiko prozesuen zati bezala, nano marroietan bakarrik da posible, eta ez izar txikietan. Burdin euriaren ikerketa espektroskopikoak martxan jarraitzen du, baina nano marroi guztiek ez dute beti anomalia atmosferiko hau izango. 2013an, inguruko [[Luhman 16]] sisteman B osagaiaren inguruan burdina duen atmosfera heterogeneoaren irudi bat lortu zen.<ref>{{Erreferentzia|izena=Beth A.|abizena=Biller|izenburua=Weather on the Nearest Brown Dwarfs: Resolved Simultaneous Multi-Wavelength Variability Monitoring of WISE J104915.57-531906.1AB|orrialdeak=L10|abizena2=Crossfield|abizena3=Mancini|abizena4=Ciceri|abizena5=Southworth|abizena6=Kopytova|abizena7=Bonnefoy|abizena8=Deacon|abizena9=Schlieder|izena2=Ian J. M.|izena3=Luigi|izena4=Simona|izena5=John|izena6=Taisiya G.|izena7=Mickaël|izena8=Niall R.|izena9=Joshua E.|data=2013-11-06|url=http://arxiv.org/abs/1310.5144|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=778|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/778/1/L10|sartze-data=2021-06-06}}</ref>

=== Masa baxuko nano marroiak masa altuko planeten aurrean ===
[[Fitxategi:Brown Dwarf HD 29587 B.png|thumb|[[HD 29587]] izarra inguratzen duen nano marroiaren kontzeptu artistiko bat, [[HD 29587 b]] bezala ezagutzen den laguna, eta Jupiterren 55 masa inguru dituela uste dena.]]
Izarrak bezala, nano marroiak modu independentean eratzen dira, baina, izarrak ez bezala, ez dute "pizteko" masa nahikorik. Izar guztiak bezala, bakarrik edo beste batzuetatik oso gertu ager daitezke. Batzuk, izarren inguruan orbitatzen dute, eta, planetek bezala, orbita eszentrikoak izan ditzakete.

==== Tamainari eta errekuntzari buruzko anbiguotasunak ====
Nano marroi guztiek Jupiterren erradio bera dute. Bere masa mailaren goiko muturrean (60-90 <var>M</var><sub>J</sub>), nano marroi baten bolumena, nagusiki, elektroi degenerazio presioagatik gobernatzen da,<ref>{{Erreferentzia|izena=Gibor|abizena=Basri|izenburua=Planetesimals To Brown Dwarfs: What is a Planet?|orrialdeak=193–216|abizena2=Brown|izena2=Michael E.|data=2006-05|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608417|aldizkaria=Annual Review of Earth and Planetary Sciences|alea=1|zenbakia=34|issn=0084-6597|doi=10.1146/annurev.earth.34.031405.125058|sartze-data=2021-06-06}}</ref> nano zurietan bezala, tartearen beheko muturrean (10 <var>M</var><sub>J</sub>), bere bolumena, nagusiki, Coulomben presioagatik gobernatzen da, planetetan bezala. Emaitza garbia, nano marroien erradioak, masa posibleen mailan % 10-15 soilik aldatzen direla da. Honen ondorioz, zaila izan daiteke planetetatik bereiztea.

Gainera, nano marroi askok ez dute fusiorik jasaten, masa tartearen goiko muturrean daudenak ere (60 <var>M</var><sub>J</sub> baino gehiago) 10 milioi urte ondoren [[Fusio nuklear|fusioa]] ez izateko bezain azkar hozten dira.

==== Bero-espektroa ====
X izpien eta infragorrien espektroak nano marroien adierazle dira. Batzuek [[x izpi]]ak igortzen dituzte, eta nano "bero" guztiek modu adierazgarrian distiratzen jarraitzen dute espektro gorri eta [[infragorri]]etan planeta baten antzeko tenperaturetan hozten diren arte (1000 k baino gutxiago).

[[Gasezko erraldoi|Gas-erraldoiek]] nano marroien ezaugarrietako batzuk dituzte. Eguzkia bezala, [[Jupiter]] eta [[Saturno]] hidrogenoz eta helioz osatuta daude. Saturno Jupiter bezain handia da ia, masaren %30 baino ez duen arren. Eguzki Sistemako hiru planeta erraldoik (Jupiter, Saturno eta [[Neptuno]]) Eguzkitik jasotzen dutena baino askoz bero gehiago igortzen dute (bikoitza gutxi gorabehera).<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Uranus and Neptune|data=2012-01-18|url=https://web.archive.org/web/20120118184803/http://astronomy.nmsu.edu/tharriso/ast105/UranusandNeptune.html|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2021-06-06}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izenburua=Cool Cosmos|data=2019-02-21|url=https://web.archive.org/web/20190221171452/http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/cosmic_reference/planets.html|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2021-06-06}}</ref> Eta lau planeta erraldoiek sistema "planetarioak" dituzte: ilargiak.

==== IUAren egungo araudia ====
Gaur egun, [[Nazioarteko Astronomia Elkartea]]k uste du 13 <var>M</var><sub>J</sub> baino gehiagoko objektu bat (deuterioaren fusio termonuklearrerako muga masa) nano marroi bat dela, masa hori baino gutxiagoko objektu bat (eta izar baten inguruan orbitatzen duena) planeta bat bezala hartzen den bitartean.<ref>{{Erreferentzia|izenburua=WGESP Definition|data=2014-12-16|url=https://web.archive.org/web/20141216075559/http://home.dtm.ciw.edu/users/boss/definition.html|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2021-06-06}}</ref>

Jupiterren 13 masako muga, garrantzi fisiko zehatza duen zerbait baino gehiago, arau orokor bat da. Objektu handienek beren deuterioaren zatirik handiena erreko dute, eta txikienek apur bat baino ez, eta Jupiterren masaren balioa tarteko punturen batean dago.<ref>{{Erreferentzia|izena=Peter|abizena=Bodenheimer|izenburua=Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-Mass Brown Dwarfs formed by Core-Nucleated Accretion|orrialdeak=120|abizena2=D'Angelo|abizena3=Lissauer|abizena4=Fortney|abizena5=Saumon|izena2=Gennaro|izena3=Jack J.|izena4=Jonathan J.|izena5=Didier|data=2013-06-03|url=http://arxiv.org/abs/1305.0980|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=770|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/770/2/120|sartze-data=2021-06-06}}</ref> Erretako deuterio kopurua ere, neurri batean, objektuaren konposizioaren araberakoa da, zehazki, egungo [[helio]] eta [[deuterio]] kopuruaren eta elementu astunagoen zatikiaren araberakoa, opakotasun atmosferikoa eta, beraz, hozte erradiatiboaren tasa zehazten duena.<ref>{{Erreferentzia|izena=David S.|abizena=Spiegel|izenburua=The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets|orrialdeak=57|abizena2=Burrows|abizena3=Milsom|izena2=Adam|izena3=John A.|data=2011-01-20|url=http://arxiv.org/abs/1008.5150|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=727|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/727/1/57|sartze-data=2021-06-06}}</ref>

2011tik aurrera, Extrasolar Planeten Entziklopediak, Jupiterren 25 masa arteko objektuak barne hartu zituen, honako hau esanez: "Behatutako masa espektroan 13 <var>M</var><sub>J</sub> inguruko ezaugarri berezirik ez egoteak, masa muga hau ahazteko hautua indartzen du".<ref>{{Erreferentzia|izena=Jean|abizena=Schneider|izenburua=Defining and cataloging exoplanets: The exoplanet.eu database|orrialdeak=A79|abizena2=Dedieu|abizena3=Sidaner|abizena4=Savalle|abizena5=Zolotukhin|izena2=Cyrill|izena3=Pierre Le|izena4=Renaud|izena5=Ivan|data=2011-08|url=http://arxiv.org/abs/1106.0586|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|zenbakia=532|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201116713|sartze-data=2021-06-06}}</ref> 2016tik aurrera, muga hori Jupiterren 60 masatara igo zen,<ref>{{Erreferentzia|izena=Jean|abizena=Schneider|izenburua=Exoplanets versus brown dwarfs: the CoRoT view and the future|orrialdeak=157|data=2016|url=http://arxiv.org/abs/1604.00917|aldizkaria=arXiv:1604.00917 [astro-ph]|doi=10.1051/978-2-7598-1876-1.c038|sartze-data=2021-06-06}}</ref> masa-dentsitate erlazioen azterketa batean oinarrituta.<ref>{{Erreferentzia|izena=Artie P. Hatzes Heike|abizena=Rauer|izenburua=A Definition for Giant Planets Based on the Mass-Density Relationship|orrialdeak=L25|data=2015-09-09|url=http://arxiv.org/abs/1506.05097|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=810|issn=2041-8213|doi=10.1088/2041-8205/810/2/L25|sartze-data=2021-06-06}}</ref> Exoplaneten datuen esploratzaileak 24 Jupiter masara arteko objektuak ditu, ohar honekin: "IAUren lantaldeko Jupiter masen 13 bereizketak ez du motibazio fisikorik nukleo harritsuak dituzten planetentzat, eta problematikoa da behaketaren ikuspegitik, sin i anbiguotasunaren ondorioz."<ref>{{Erreferentzia|izena=Jason T.|abizena=Wright|izenburua=The Exoplanet Orbit Database|orrialdeak=412–422|abizena2=Fakhouri|abizena3=Marcy|abizena4=Han|abizena5=Feng|abizena6=Johnson|abizena7=Howard|abizena8=Fischer|abizena9=Valenti|izena2=Onsi|izena3=Geoffrey W.|izena4=Eunkyu|izena5=Ying|izena6=John Asher|izena7=Andrew W.|izena8=Debra A.|izena9=Jeff A.|data=2011-04|url=http://arxiv.org/abs/1012.5676|aldizkaria=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|alea=902|zenbakia=123|doi=10.1086/659427|sartze-data=2021-06-06}}</ref> NASAren Exoplaneten Artxiboak Jupiterren 30 masa edo gutxiagoko masa (edo masa minimoa) duten objektuak barne hartzen ditu.<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Exoplanet Criteria for Inclusion in the Exoplanet Archive|url=https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/docs/exoplanet_criteria.html|aldizkaria=exoplanetarchive.ipac.caltech.edu|sartze-data=2021-06-06}}</ref>

==== Azpi-nano marroia ====
{{Nagusia|Azpi-nano marroia}}
[[Fitxategi:Sol Cha-110913-773444 Jupiter.jpg|thumb|[[Eguzkia]]ren, [[Jupiter]]ren eta azpinano marroi gazte baten arteko alderaketa. Azpinano marroia zahartu ahala, hoztu eta uzkurtu egiten da.]]
13 M<sub>J</sub> baino gutxiagoko objektuak, '''azpi-nano marroiak''' edo '''masa planetarioko nano marroiak''' deituak, [[izar]] eta nano marroiak bezala eratzen dira (hau da, [[Nebulosa|gas hodei]] baten kolapsoaren bidez), baina [[deuterio]]aren fusio termonuklearrerako muga masa baino masa txikiagoa dute.<ref>{{Erreferentzia|izenburua=WGESP Definition|data=2012-07-02|url=https://web.archive.org/web/20120702204018/http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2021-06-06}}</ref>

Ikertzaile batzuek flotazio askeko planetak deitzen dituzte,<ref>{{Erreferentzia|izena=P.|abizena=Delorme|izenburua=CFBDSIR2149-0403: a 4-7 Jupiter-mass free-floating planet in the young moving group AB Doradus ?|orrialdeak=A26|abizena2=Gagné|abizena3=Malo|abizena4=Reylé|abizena5=Artigau|abizena6=Albert|abizena7=Forveille|abizena8=Delfosse|abizena9=Allard|izena2=J.|izena3=L.|izena4=C.|izena5=E.|izena6=L.|izena7=T.|izena8=X.|izena9=F.|data=2012-12|url=http://arxiv.org/abs/1210.0305|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|zenbakia=548|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201219984|sartze-data=2021-06-06}}</ref> beste batzuek masa planetarioko nano marroiak deitzen dituzten bitartean.<ref>{{Erreferentzia|izena=K. L.|abizena=Luhman|izenburua=Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun|orrialdeak=L18|data=2014-04-21|url=http://arxiv.org/abs/1404.6501|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=786|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/786/2/L18|sartze-data=2021-06-06}}</ref>

=== Beste propietate fisiko batzuen papera masaren estimazioan ===
Ezaugarri espektroskopikoek, [[Nano gorri|masa baxuko izarrak]] eta nano marroiak bereizten lagun dezaketen arren, sarri, masa estimatzea beharrezkoa da ondorio batera iristeko. Masaren estimazioaren azpian dagoen teoria, antzeko masa bat duten nano marroiak modu berdintsuan eratzen direla eta eratzen direnean bero daudela da. Batzuk, masa baxuko izarren antzeko espektro motak dituzte, [[2M1101AB]] kasu. Hoztean, nano marroiek [[argitasun]] maila bat mantendu beharko lukete masaren arabera.<ref>{{Erreferentzia|izena=D.|abizena=Saumon|izenburua=The Evolution of L and T Dwarfs in Color-Magnitude Diagrams|orrialdeak=1327–1344|abizena2=Marley|izena2=M. S.|data=2008-12-20|url=http://arxiv.org/abs/0808.2611|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=689|issn=0004-637X|doi=10.1086/592734|sartze-data=2021-06-06}}</ref> Adina eta argitasuna gabe zaila da masaren estimazioa egitea; adibidez, L motako nano marroi bat masa altuko nano marroi zahar bat izan liteke (beharbada masa baxuko izar bat) edo oso masa baxuko nano marroi gazte bat. Y nanoen kasuan eta hau ez da hain problematikoa, [[Azpi-nano marroi|azpinano marroien]] mugatik gertu masa txikiko objektuak izaten jarraitzen baitute, baita adin estimazio altu samarretarako ere.<ref name=":3">{{Erreferentzia|izena=Federico|abizena=Marocco|izenburua=Improved infrared photometry and a preliminary parallax measurement for the extremely cold brown dwarf CWISEP J144606.62$-$231717.8|orrialdeak=L19|abizena2=Kirkpatrick|abizena3=Meisner|abizena4=Caselden|abizena5=Eisenhardt|abizena6=Cushing|abizena7=Faherty|abizena8=Gelino|abizena9=Wright|izena2=J. Davy|izena3=Aaron M.|izena4=Dan|izena5=Peter R. M.|izena6=Michael C.|izena7=Jacqueline K.|izena8=Christopher R.|izena9=Edward L.|data=2020-01-09|url=http://arxiv.org/abs/1912.07692|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=888|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8213/ab6201|sartze-data=2021-06-06}}</ref> L eta T nanentzat baliagarria izaten jarraitzen du adinaren estimazio zehatza izatea. Argitasuna da hemen ezaugarri kezkagarriena, energia espektralaren banaketaren bidez kalkula baitaiteke.<ref>{{Erreferentzia|izena=Joseph C.|abizena=Filippazzo|izenburua=Fundamental Parameters and Spectral Energy Distributions of Young and Field Age Objects with Masses Spanning the Stellar to Planetary Regime|orrialdeak=158|abizena2=Rice|abizena3=Faherty|abizena4=Cruz|abizena5=Van Gordon|abizena6=Looper|izena2=Emily L.|izena3=Jacqueline|izena4=Kelle L.|izena5=Mollie M.|izena6=Dagny L.|data=2015-09-10|url=http://arxiv.org/abs/1508.01767|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=810|issn=1538-4357|doi=10.1088/0004-637X/810/2/158|sartze-data=2021-06-06}}</ref> Adinaren estimazioa bi modutan egin daiteke. Edo nano marroia gaztea da eta oraindik gaztetasunarekin lotzen diren espektro ezaugarriak ditu, edo nano marroia izar edo izar talde batekin batera existitzen da ([[Izar-kumulu|izar kumulu]] edo izar elkarketa), lortzen errazagoak diren adin estimazioak dituztenak. Metodo honekin ikasi den nano marroi oso gazte bat [[2M1207]] da, eta bere laguna [[2M1207b]]. Kokapenean, mugimendu propioan eta espektro sinaduran oinarrituta, objektu hau 8 milioi urte inguruko [[TW Hydrae elkarteari]] dagokiola erabaki zen, eta bigarren mailako masa [[deuterio]]aren errekuntza mugaren azpitik dagoela, 8 ± 2 <var>M</var><sub>J</sub>rekin.<ref>{{Erreferentzia|izena=Subhanjoy|abizena=Mohanty|izenburua=The Planetary Mass Companion 2MASS1207-3932 B: Temperature, Mass and Evidence for an Edge-On Disk|orrialdeak=1064–1091|abizena2=Jayawardhana|abizena3=Huelamo|abizena4=Mamajek|izena2=Ray|izena3=Nuria|izena4=Eric|data=2007-03-10|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0610550|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=657|issn=0004-637X|doi=10.1086/510877|sartze-data=2021-06-06}}</ref> Komugimendua erabiltzen duen adinaren estimazio baten adibide oso zahar bat, nano marroi + [[nano zuri]]ko [[COCONUTS-1]] bitarra da, nano zuriaren adin osoa {{Val|7.3|2.8|1.6}} [[Gigaurte|mila milioi]] urtekoa delarik. Kasu honetan, masa ez zen deribatutako adinarekin estimatu, baina baterako mugimenduak distantziaren estimazio zehatza eman zuen, Gaiaren [[Paralaxi|paralajea]] erabiliz. Neurri hau erabiliz, egileek erradioa estimatu zuten, ondoren nano marroiaren masa kalkulatzeko erabili zena, {{Val|15.4|0.9|0.8}} <var>M</var><sub>J.</sub><ref name=":17">{{Erreferentzia|izena=Zhoujian|abizena=Zhang|izenburua=COol Companions ON Ultrawide orbiTS (COCONUTS). I. A High-Gravity T4 Benchmark around an Old White Dwarf and A Re-Examination of the Surface-Gravity Dependence of the L/T Transition|orrialdeak=171|abizena2=Liu|abizena3=Hermes|abizena4=Magnier|abizena5=Marley|abizena6=Tremblay|abizena7=Tucker|abizena8=Do|abizena9=Payne|izena2=Michael C.|izena3=J. J.|izena4=Eugene A.|izena5=Mark S.|izena6=Pier-Emmanuel|izena7=Michael A.|izena8=Aaron|izena9=Anna V.|data=2020-03-17|url=http://arxiv.org/abs/2002.05723|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=891|issn=1538-4357|doi=10.3847/1538-4357/ab765c|sartze-data=2021-06-06}}</ref>

== Behaketak ==

=== Nano marroien sailkapena ===

==== M espektro mota ====
[[Fitxategi:Late-M-dwarf-nasa-hurt.png|ezkerrera|thumb|M nano berantiar baten ikuspegi artistikoa]]
Nano marroiak dira, M6,5 edo ondorengo espektro klasea dutenak; M nano berantiarrak ere deitzen dira. Zientzialari batzuek [[nano gorri]]tzat hartzen dituzte. M espektro motako nano marroi asko objektu gazteak dira, [[Teide 1]] kasu.

==== L espektro mota ====
[[Fitxategi:L-dwarf-nasa-hurt.png|thumb|L nano baten ikuspegi artistikoa]]
M [[Izarren sailkapena|espektro mota]] definitzen duen ezaugarria, antzinako izar sekuentzia klasikoko motarik hotzena, titanio (II) oxidoaren (TiO) eta banadio (II) oxidoaren (VO) xurgapen bandak nagusi diren espektro optiko bat da. Hala ere, [[GD 165B]]<nowiki/>k, [[GD 165]] nano zuriaren lagun hotzak, ez zuen nanoen TiOren ezaugarri bereizgarrietako bakar bat ere, ondoren GD 165B bezalako objektu asko identifikatzeak, azkenean [[Izarren sailkapena|espektro klase]] berri baten definiziora eraman zuen, '''L nanoak''', espektroaren eskualde optiko gorrian, ez oxido metalikoen xurgapen bandek definituak (TiO, VO), [[hidruro]] metalikoen emisio-bandak (FeH, CrH, MgH, CaH) eta [[metal alkalino]]en lerro atomiko nabarmenak (NaI, KI, CsI, RbI). 2013tik aurrera, 900 L nano baino gehiago identifikatu dira, gehienak eremu zabaleko azterketen bidez: Two Micron All Sky Survey ([[2MASS]]), Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky ([[DENIS]]) eta Sloan Digital Sky Survey ([[SDSS]]). Espektro klase honek ez ditu nano marroiak bakarrik barne hartzen, sekuentzia nagusiko izarrik hotzenek, nano marroien gainetik (> 80 M<sub>J</sub>), L2 eta L6 espektro klasea baitute.<ref>{{Erreferentzia|izena=R. L.|abizena=Smart|izenburua=Parallaxes of southern extremely cool objects III: 118 L \& T dwarfs|orrialdeak=3548–3562|abizena2=Bucciarelli|abizena3=Jones|abizena4=Marocco|abizena5=Andrei|abizena6=Goldman|abizena7=Mendez|abizena8=d'Avila|abizena9=Burningham|izena2=B.|izena3=H. R. A.|izena4=F.|izena5=A. H.|izena6=B.|izena7=R. A.|izena8=V. A.|izena9=B.|data=2018-12-11|url=http://arxiv.org/abs/1811.00672|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=3|zenbakia=481|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/sty2520|sartze-data=2021-06-06}}</ref>

==== T espektro mota ====
[[Fitxategi:T-dwarf-nasa-hurt.png|ezkerrera|thumb|T nano baten ikuspegi artistikoa]]
GD 165B L nanoen prototipoa den bezala, [[Gliese 229B]] bigarren espektro klase berri baten prototipoa da, '''t nanoak''' arrosa-magenta kolorekoak dira. L nanetako [[Infragorri|infragorri hurbilaren]] (NIR) espektroek H<sub>2</sub>O eta [[karbono monoxido]]aren (CO) xurgapen zerrenda indartsuak erakusten dituzten bitartean, Gliese 229Bren NIR espektroa [[metano]]aren xurgapen bandek (CH<sub>4</sub>) menderatzen dute, ezaugarri hauek Eguzki Sistemako planeta erraldoietan eta [[Titan (satelitea)|Titanen]] bakarrik aurkitu zirelarik. CH<sub>4</sub>, H<sub>2</sub>O eta [[hidrogeno]] molekularraren (H<sub>2</sub>) talkak eragindako xurgatzeak Gliese 229B kolore urdinak ematen dituzte infragorri hurbilean. Bere espektro optiko gorria, oso inklinatua, L nanoen bereizgarri diren FeH eta CrH bandarik ere ez du, eta, aldiz, [[Sodio|Na]] eta [[Potasio|K]] metal [[alkali]] xurgapen ezaugarri oso zabalen eraginpean dago, desberdintasun hauek Kirkpatrickek T espektro klasea proposatzera eraman zutena H- eta K bandetan. 2013tik aurrera CH4 xurgapena duten objektuentzat, 355 T nano ezagutzen dira. Adam Burgasserrek eta Tom Geballek garatu berri dituzte t nanentzako NIR sailkapen-eskemak. Teoriak, L nanoak, oso masa baxuko izarren eta subestelar objektuen (nano marroiak) nahasketa bat direla iradokitzen du, t nanoen klasea, nano marroiez erabat osatuta dagoen bitartean. T nanoen espektroaren zati berdean [[sodio]]a eta [[potasio]]a xurgatzearen ondorioz, t nanoen benetako itxura, gizakiaren [[ikusmen]] pertzepziorako, ez dela marroia uste da, [[magenta]] baizik.<ref name=":6">{{Erreferentzia|izena=Adam|abizena=Burrows|izenburua=The Theory of Brown Dwarfs and Extrasolar Giant Planets|orrialdeak=719–765|abizena2=Hubbard|abizena3=Lunine|abizena4=Liebert|izena2=W. B.|izena3=J. I.|izena4=James|data=2001-09-24|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0103383|aldizkaria=Reviews of Modern Physics|alea=3|zenbakia=73|issn=0034-6861|doi=10.1103/RevModPhys.73.719|sartze-data=2021-06-06}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izenburua=WebCite query result|url=https://www.webcitation.org/65Jgo0Hss?url=http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/2mass/science/comparison.html|aldizkaria=www.webcitation.org|sartze-data=2021-06-06}}</ref> T motako nano marroiak detektatu dira, [[WISE 0316+4307]] kasu, Eguzkitik 100 argi urte baino gehiagora.

==== Y espektro mota ====
[[Fitxategi:WISE 1828+2650 Brown dwarf.jpg|thumb|Y nano baten ikuspegi artistikoa]]
2009an, ezagutzen diren nano marroi hotzenek 500 eta 600 kelvineko (227-327 ° C; 440-620 ° F) tenperatura efektiboak zituzten, eta T9 espektro klasea eman zaie. Hona hemen hiru adibide: [[CFBDS J005910.90-011401.3]], [[ULAS J133553.45+113005.2]] eta [[ULAS J003402.77-005206.7]]. Objektu hauen espektroek 1,55 mikrometro inguruko xurgapen-pikoak dituzte.<ref name=":4">{{Erreferentzia|izena=S. K.|abizena=Leggett|izenburua=The Physical Properties of Four ~600K T Dwarfs|orrialdeak=1517–1526|abizena2=Cushing|abizena3=Saumon|abizena4=Marley|abizena5=Roellig|abizena6=Warren|abizena7=Burningham|abizena8=Jones|abizena9=Kirkpatrick|izena2=M. C.|izena3=D.|izena4=M. S.|izena5=T. L.|izena6=S. J.|izena7=B.|izena8=H. R. A.|izena9=J. D.|data=2009-04-20|url=http://arxiv.org/abs/0901.4093|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=695|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/695/2/1517|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Delorme et al.-ek iradoki dute ezaugarri hori [[amoniako]]aren xurgapenaren ondorio dela, eta T-Y trantsizioa adierazten duela kontuan hartu behar dela; ondorioz, objektu horiek Y0 motakoak dira.<ref name=":4" /><ref name=":13">{{Erreferentzia|izena=Philippe|abizena=Delorme|izenburua=CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the T-Y Brown Dwarf transition?|orrialdeak=961–971|abizena2=Delfosse|abizena3=Albert|abizena4=Artigau|abizena5=Forveille|abizena6=Reylé|abizena7=Allard|abizena8=Homeier|abizena9=Robin|izena2=Xavier|izena3=Loic|izena4=Etienne|izena5=Thierry|izena6=Céline|izena7=France|izena8=Derek|izena9=Annie|data=2008-05|url=http://arxiv.org/abs/0802.4387|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|alea=3|zenbakia=482|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20079317|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Hala ere, ezaugarri hori ez da ur eta [[metano]] bidezko xurgapenetik bereizten,<ref name=":4" /> eta beste autore batzuek Y0 klasearen esleipena goiztiarra dela adierazi dute.<ref>{{Erreferentzia|izena=Ben|abizena=Burningham|izenburua=Exploring the substellar temperature regime down to ~550K|orrialdeak=320–333|abizena2=Pinfield|abizena3=Leggett|abizena4=Tamura|abizena5=Lucas|abizena6=Homeier|abizena7=Day-Jones|abizena8=Jones|abizena9=Clarke|izena2=D. J.|izena3=S. K.|izena4=M.|izena5=P. W.|izena6=D.|izena7=A.|izena8=H. R. A.|izena9=J. R. A.|data=2008-11-21|url=http://arxiv.org/abs/0806.0067|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=1|zenbakia=391|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

2010eko apirilean, berriki aurkitutako bi [[Azpi-nano marroi|azpinano marroi]] ultrahotz ([[UGPS 0722-05]] eta [[SDWFS 1433+35]]), Y0 espektro klasearen prototipo bezala proposatuak izan ziren.<ref>{{Erreferentzia|izena=Peter R. M.|abizena=Eisenhardt|izenburua=Ultracool Field Brown Dwarf Candidates Selected at 4.5 microns|orrialdeak=2455–2464|abizena2=Griffith|abizena3=Stern|abizena4=Wright|abizena5=Ashby|abizena6=Brodwin|abizena7=Brown|abizena8=Bussmann|abizena9=Dey|izena2=Roger L.|izena3=Daniel|izena4=Edward L.|izena5=Matthew L. N.|izena6=Mark|izena7=Michael J. I.|izena8=R. S.|izena9=Arjun|data=2010-06-01|url=http://arxiv.org/abs/1004.1436|aldizkaria=The Astronomical Journal|alea=6|zenbakia=139|issn=0004-6256|doi=10.1088/0004-6256/139/6/2455|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

2011ko otsailean, Luhman et al.-ek [[WD 0806-661B]] aurkitu zutela jakinarazi zuten, nano zuri baten lagun den nano marroia, 300 K-ko tenperatura (27 ° C; 80 ° F) eta 7 M<sub>J</sub>-ko masa duena.<ref>{{Erreferentzia|izena=K. L.|abizena=Luhman|izenburua=Discovery of a Candidate for the Coolest Known Brown Dwarf|orrialdeak=L9|abizena2=Burgasser|abizena3=Bochanski|izena2=A. J.|izena3=J. J.|data=2011-03-20|url=http://arxiv.org/abs/1102.5411|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=730|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/730/1/L9|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Masa planetarioa duen arren, Rodríguez et al.-ek iradokitzen du ez dela litekeena planeten antzera eratu izana.<ref>{{Erreferentzia|izena=David R.|abizena=Rodriguez|izenburua=The Ultra Cool Brown Dwarf Companion of WD 0806-661: Age, Mass, and Formation Mechanism|orrialdeak=L29|abizena2=Zuckerman|abizena3=Melis|abizena4=Song|izena2=Ben|izena3=Carl|izena4=Inseok|data=2011-05-10|url=http://arxiv.org/abs/1103.3544|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=732|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/732/2/L29|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

Handik gutxira, Liu et al.-ek nano marroi "oso hotz" bati buruzko txosten bat argitaratu zuten (C. 370 K (97 ° C; 206 ° F), oso masa baxuko beste nano marroi baten inguruan orbitatzen duena, eta "bere argitasun txikia, bere kolore atipikoak eta bere tenperatura hotza direla eta, [[CFBDS J1458+10B]] Y espektro klaserako hautagai oparoa" dela adierazi zuten.<ref>{{Erreferentzia|izena=Michael C.|abizena=Liu|izenburua=CFBDSIR J1458+1013B: A Very Cold (>T10) Brown Dwarf in a Binary System|orrialdeak=108|abizena2=Delorme|abizena3=Dupuy|abizena4=Bowler|abizena5=Albert|abizena6=Artigau|abizena7=Reyle|abizena8=Forveille|abizena9=Delfosse|izena2=Philippe|izena3=Trent J.|izena4=Brendan P.|izena5=Loic|izena6=Etienne|izena7=Celine|izena8=Thierry|izena9=Xavier|data=2011-10-20|url=http://arxiv.org/abs/1103.0014|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=740|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/740/2/108|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

2011ko abuztuan, NASAren Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) delakoaren datuak erabiltzen dituzten zientzialariek nano gisa sailkatu zituzten eta 25 ° C (298 k; 77 ° F) bezalako tenperatura hotza zuten sei objektu aurkitu zituzten.<ref>{{Erreferentzia|izenburua=WISE finds coolest brown dwarfs ever seen!|hizkuntza=en|url=https://www.discovermagazine.com/the-sciences/wise-finds-coolest-brown-dwarfs-ever-seen|aldizkaria=Discover Magazine|sartze-data=2021-06-07}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izenburua=NASA - WISE Finds Few Brown Dwarfs Close To Home|hizkuntza=en|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/news/wise20120608.html|aldizkaria=www.nasa.gov|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
[[Fitxategi:WISE2010-040-rotate180.jpg|thumb|[[WISE 0458+6434]] WISEk aurkitutako lehen nano marroi ultrahotza da. Berdea eta urdina kolore ikusgarrietan mapeatutako uhin infragorrien luzeretatik datoz.]]
WISEren datuek ehunka nano marroi berri ezagutarazi dituzte. Horietatik hamalau Y hotz gisa sailkatuta daude. Y nanetako bat, [[WISE 1828+2650]] deitua, 2011ko abuztuan, nano marroirik hotzenaren errekorra zuena zen: argi ikusgarririk igortzen ez zuenez, objektu mota honek, aske flotatzen duten planeten antz handiagoa du izarrena baino. Hasieran, WISE 1828+2650 tenperatura atmosferikoa 300 K-tik beherakoa zela kalkulatu zen (27 ° C; 80 ° F).<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Discovered: Stars as Cool as the Human Body - NASA Science|data=2011-10-07|url=https://web.archive.org/web/20111007124027/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Ordutik, bere tenperatura berrikusia izan da, eta estimazio berriek 250-400 K-ko tartean kokatzen dute (−23 to 127&nbsp;°C; −10 to 260&nbsp;°F).<ref>{{Erreferentzia|izena=Charles A.|abizena=Beichman|izenburua=The Coldest Brown Dwarf (Or Free Floating Planet)?: The Y Dwarf WISE 1828+2650|orrialdeak=101|abizena2=Gelino|abizena3=Kirkpatrick|abizena4=Barman|abizena5=Marsh|abizena6=Cushing|abizena7=Wright|izena2=Christopher R.|izena3=J. Davy|izena4=Travis S.|izena5=Kenneth A.|izena6=Michael C.|izena7=E. L.|data=2013-01-29|url=http://arxiv.org/abs/1301.1669|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=764|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/764/1/101|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

2014ko apirilean, [[WISE 0855-0714]] iragarri zen, 225-260 k (−48 – −13&nbsp;°C; −55–8&nbsp;°F) inguruko tenperatura-profilarekin eta 3-10 M<sub>J</sub>-ko masarekin.<ref name="#2">{{Erreferentzia|izena=Tony|abizena=Greicius|izenburua=NASA's Spitzer and WISE Telescopes Find Close, Cold Neighbor of Sun|data=2015-02-18|url=http://www.nasa.gov/jpl/wise/spitzer-coldest-brown-dwarf-20140425|aldizkaria=NASA|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Era berean, ez zen ohikoa bere paralaje behatuak Eguzki Sistematik 7,2 ± 0,7 argi urteko distantziara egotea.

CatWISE katalogoak NASAren WISE eta NEOWISE estudioak konbinatzen ditu.<ref>{{Erreferentzia|izena=Peter R. M.|abizena=Eisenhardt|izenburua=The CatWISE Preliminary Catalog: Motions from ${\it WISE}$ and ${\it NEOWISE}$ Data|orrialdeak=69|abizena2=Marocco|abizena3=Fowler|abizena4=Meisner|abizena5=Kirkpatrick|abizena6=Garcia|abizena7=Jarrett|abizena8=Koontz|abizena9=Marchese|izena2=Federico|izena3=John W.|izena4=Aaron M.|izena5=J. Davy|izena6=Nelson|izena7=Thomas H.|izena8=Renata|izena9=Elijah J.|data=2020-04-14|url=http://arxiv.org/abs/1908.08902|aldizkaria=The Astrophysical Journal Supplement Series|alea=2|zenbakia=247|issn=1538-4365|doi=10.3847/1538-4365/ab7f2a|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Iturri ahulen kopurua handitzen du, eta, beraz, nano marroi ahulenak aurkitzeko erabiltzen da, Y. nanoak barne. CatWISEko ikertzaileek Y nanoak izateko 17 hautagai aurkitu zituzten. [[Spitzer espazio teleskopioa]]ren hasierako koloreak [[CW1446]] nano gorri eta hotzenetako bat dela adierazi zuen.<ref>{{Erreferentzia|izena=Aaron M.|abizena=Meisner|izenburua=Expanding the Y Dwarf Census with Spitzer Follow-up of the Coldest CatWISE Solar Neighborhood Discoveries|orrialdeak=74|abizena2=Caselden|abizena3=Kirkpatrick|abizena4=Marocco|abizena5=Gelino|abizena6=Cushing|abizena7=Eisenhardt|abizena8=Wright|abizena9=Faherty|izena2=Dan|izena3=J. Davy|izena4=Federico|izena5=Christopher R.|izena6=Michael C.|izena7=Peter R. M.|izena8=Edward L.|izena9=Jacqueline K.|data=2020-01-28|url=http://arxiv.org/abs/1911.12372|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=889|issn=1538-4357|doi=10.3847/1538-4357/ab6215|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Spitzerrekin lortutako datu osagarriek CW1446 bosgarren nano marroirik gorriena dela erakutsi zuten, 310 eta 360 kelvineko tenperaturarekin (37–87&nbsp;°C; 98–188&nbsp;°F), 10 parsec inguruko distantziara.<ref name=":3" />

CatWISEren katalogoan 2019an egindako bilaketa batek [[CWISEP J1935-1546]] nano marroirik hotzenetako bat dela adierazi zuen, 270-360 K-ko tenperaturarekin (−3–87&nbsp;°C; 26–188&nbsp;°F).<ref>{{Erreferentzia|izena=Federico|abizena=Marocco|izenburua=CWISEP J193518.59$-$154620.3: An Extremely Cold Brown Dwarf in the Solar Neighborhood Discovered with CatWISE|orrialdeak=17|abizena2=Caselden|abizena3=Meisner|abizena4=Kirkpatrick|abizena5=Wright|abizena6=Faherty|abizena7=Gelino|abizena8=Eisenhardt|abizena9=Fowler|izena2=Dan|izena3=Aaron M.|izena4=J. Davy|izena5=Edward L.|izena6=Jacqueline K.|izena7=Christopher R.|izena8=Peter R. M.|izena9=John W.|data=2019-08-07|url=http://arxiv.org/abs/1906.08913|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=881|issn=1538-4357|doi=10.3847/1538-4357/ab2bf0|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

2020ko urtarrilean [[Ameriketako Astronomia Elkartea]]ren 235. bileran [[WISE J0830+2837]]<nowiki/>ren aurkikuntza aurkeztu zen, hasiera batean [[Backyard Worlds]] proiektuko [[Herritarren zientzia|zientzialariek]] aurkitu zutena. Y nano hau 36,5 argi-urteko distantziara dago eta 350 kelvineko tenperatura du (77 ° C; 170 ° F).<ref>{{Erreferentzia|izena=D.|abizena=Bardalez Gagliuffi|izenburua=WISE J0830+2837: the first Y dwarf from Backyard Worlds: Planet 9|orrialdeak=132.06|hizkuntza=en|abizena2=Faherty|abizena3=Collaboration|abizena4=Schneider|abizena5=Meisner|abizena6=Caselden|abizena7=Colin|abizena8=Goodman|abizena9=Kirkpatrick|izena2=J.|izena3=Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science|izena4=A.|izena5=A.|izena6=D.|izena7=G.|izena8=S.|izena9=J.|data=2020-01|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020AAS...23513206B/abstract|aldizkaria=American Astronomical Society Meeting Abstracts #235|zenbakia=235|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

==== Bigarren mailako ezaugarriak ====
{| class="wikitable" style="float: right; width: 370px"
|+Nano marroien espektro motak
! colspan="2" |Bigarren mailako ezaugarriak
|-
|pec
|Atzizki honek (adibidez, L2pec) "berezia" esan nahi du.<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Spectral type codes|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-display?data=sptypes|aldizkaria=simbad.u-strasbg.fr|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
|-
|sd
|Aurrizki horrek (adibidez, sdL0) [[Izar azpinano|azpinanoa]] esan nahi du, eta metaltasun baxua eta kolore urdina adierazten ditu.<ref name=":7">{{Erreferentzia|izena=Ben|abizena=Burningham|izenburua=The discovery of a T6.5 subdwarf|orrialdeak=359–364|abizena2=Smith|abizena3=Cardoso|abizena4=Lucas|abizena5=Burgasser|abizena6=Jones|abizena7=Smart|izena2=L.|izena3=C. V.|izena4=P. W.|izena5=A. J.|izena6=H. R. A.|izena7=R. L.|data=2014-05-01|url=http://arxiv.org/abs/1401.5982|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=1|zenbakia=440|issn=1365-2966|doi=10.1093/mnras/stu184|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
|-
|β
|Beta (β) atzizkia duten objektuek (adibidez, L4β) tarteko azaleko grabitate bat dute.<ref name=":5">{{Erreferentzia|izena=Kelle L.|abizena=Cruz|izenburua=Young L Dwarfs Identified in the Field: A Preliminary Low-Gravity, Optical Spectral Sequence from L0 to L5|orrialdeak=3345–3357|abizena2=Kirkpatrick|abizena3=Burgasser|izena2=J. Davy|izena3=Adam J.|data=2009-02-01|url=http://arxiv.org/abs/0812.0364|aldizkaria=The Astronomical Journal|alea=2|zenbakia=137|issn=0004-6256|doi=10.1088/0004-6256/137/2/3345|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
|-
|γ
|Gamma (γ) atzizkia duten objektuek (adibidez, L5γ) azaleko grabitate baxua dute.<ref name=":5" />
|-
|red
|Red atzizkiak (adibidez, L0red) gazte-zantzurik gabeko objektuak adierazten ditu, baina hauts asko dutenak<ref name=":8">{{Erreferentzia|izena=Dagny L.|abizena=Looper|izenburua=Discovery of Two Nearby, Peculiar L Dwarfs from the 2MASS Proper Motion Survey: Young or Metal-Rich?|orrialdeak=528–541|abizena2=Kirkpatrick|abizena3=Cutri|abizena4=Barman|abizena5=Burgasser|abizena6=Cushing|abizena7=Roellig|abizena8=McGovern|abizena9=McLean|izena2=J. Davy|izena3=Roc M.|izena4=Travis|izena5=Adam J.|izena6=Michael C.|izena7=Thomas|izena8=Mark R.|izena9=Ian S.|data=2008-10-10|url=http://arxiv.org/abs/0806.1059|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=686|issn=0004-637X|doi=10.1086/591025|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
|-
|blue
|Blue atzizkiak (adibidez, L3blue) L nanoentzako gertuko infragorrian ezohiko kolore urdinak adierazten ditu, metaltasun baxu nabarmenik gabe.<ref name=":9">{{Erreferentzia|izena=J. Davy|abizena=Kirkpatrick|izenburua=Discoveries from a Near-infrared Proper Motion Survey using Multi-epoch 2MASS Data|orrialdeak=100–146|abizena2=Looper|abizena3=Burgasser|abizena4=Schurr|abizena5=Cutri|abizena6=Cushing|abizena7=Cruz|abizena8=Sweet|abizena9=Knapp|izena2=Dagny L.|izena3=Adam J.|izena4=Steven D.|izena5=Roc M.|izena6=Michael C.|izena7=Kelle L.|izena8=Anne C.|izena9=Gillian R.|data=2010-09-01|url=http://arxiv.org/abs/1008.3591|aldizkaria=The Astrophysical Journal Supplement Series|alea=1|zenbakia=190|issn=0067-0049|doi=10.1088/0067-0049/190/1/100|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
|}
Nano marroi gazteek [[azaleko grabitate]] baxuak dituzte, antzeko espektro motako zelai-izarrekin alderatuta, erradio handiagoak eta masa baxuagoak dituztelako. Iturri horiek beta (β) letraz markatuta daude tarteko azaleko grabitaterako, eta gamma (γ) letraz, azaleko grabitate baxurako. CaH, K I eta Na I lerroek, baita VO lerro indartsuak ere, azaleko grabitate baxua adierazten dute.<ref name=":5" /> Alfa (α) lerroak azaleko grabitate normal bat adierazten du eta desagertu egiten da. Batzuetan, azaleko grabitate oso baxu bat delta (δ) batekin adierazten da.<ref name=":9" /> "pec" atzizkiak berezia esan nahi du. Atzizki berezia ezohikoak diren beste ezaugarri batzuetarako erabiltzen da oraindik ere, eta hainbat propietate laburbiltzen ditu, gainazaleko grabitate txikia adierazten dutenak, subnanoak eta konpondu gabeko bitarrak.<ref name=":18">{{Erreferentzia|izena=Jacqueline K.|abizena=Faherty|izenburua=Population Properties of Brown Dwarf Analogs to Exoplanets|orrialdeak=10|abizena2=Riedel|abizena3=Cruz|abizena4=Gagne|abizena5=Filippazzo|abizena6=Lambrides|abizena7=Fica|abizena8=Weinberger|abizena9=Thorstensen|izena2=Adric R.|izena3=Kelle L.|izena4=Jonathan|izena5=Joseph C.|izena6=Erini|izena7=Haley|izena8=Alycia|izena9=John R.|data=2016-07-22|url=http://arxiv.org/abs/1605.07927|aldizkaria=The Astrophysical Journal Supplement Series|alea=1|zenbakia=225|issn=1538-4365|doi=10.3847/0067-0049/225/1/10|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Sd aurrizkiak [[Izar azpinano|azpinanoa]] esan nahi du, eta azpinano hotzak baino ez ditu barne hartzen. Aurrizki honek [[metalikotasun]] baxua eta ezaugarri zinematikoak adierazten ditu, haloaren izarren antz handiagoa dutenak diskoaren izarren baino.<ref name=":7" /> Azpinanoak diskoko objektuak baino urdinagoak dira.<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Colour-magnitude data|url=https://www.stsci.edu/~inr/cmd.html|aldizkaria=www.stsci.edu|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Red atzizkiak gorri koloreko objektuak deskribatzen ditu, baina zaharragoak direnak. Hau ez da azaleko grabitate baxu bat bezala interpretatzen, hauts kopuru handi bat bezala baizik.<ref name=":8" /><ref name=":9" /> Blue atzizkiak objektu urdinak deskribatzen ditu [[Infragorri|infragorri hurbilean]], metaltasun baxuarekin azaldu ezin direnak. Batzuk L+T bitar bezala azaltzen dira, beste batzuk ez bitarrak, [[2MASS J11263991-5003550]] bezala eta hodei finekin eta/edo ale handikoekin azaltzen dira.<ref name=":9" />

=== Nano marroien propietate espektralak eta atmosferikoak ===
[[Fitxategi:Anatomy of Brown Dwarf's Atmosphere.jpg|thumb|Nano marroi baten barneko egituraren ilustrazio artistikoa. Hodei geruzak zenbait sakoneretara desplazatuta daude geruzen desplazamenduaren ondorioz.]]
L eta T nanoek isurtzen duten fluxu gehiena infragorrien artean dago, 1 eta 2,5 mikrometro bitartean. M, L eta T nano berantiarren sekuentzian zehar dauden tenperatura baxu eta beherakorren ondorioz, [[Espektro (argipena)|espektro]] aberats bat sortzen da infragorri hurbilean, ezaugarri ugari dituena, espezie atomiko neutroen lerro nahiko estuetatik hasi eta banda molekular zabaletaraino, guztiak tenperatura, grabitate eta [[metaltasun]] ezberdinekin. Gainera, tenperatura baxuko baldintza horiek gas-egoeratik kanpoko kondentsazioa eta aleak sortzea errazten dute.
[[Fitxategi:PIA23684-BrownDwarfStar-Wind-SpitzerST-ArtistConcept-20200409.jpg|ezkerrera|thumb|Haize neurtua (Spitzer ST; Kontzeptu Artistikoa); Api 2020)<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Astronomers measure wind speed on a brown dwarf|hizkuntza=en|url=https://www.eurekalert.org/pub_releases/2020-04/nrao-amw040620.php|aldizkaria=EurekAlert!|sartze-data=2021-06-07}}</ref>]]
Ezagutzen diren nano marroietako atmosfera tipikoak, 2.200 eta 750 K. bitartean daude.<ref name=":6" /> Izarrekin alderatuz, barne fusio konstante batekin berotzen direnak, nano marroiak, denborarekin azkar hozten dira, nano masiboenak, hain masiboak ez direnak baino astiroago hozten dira.

Nano marroi ezagunetarako hautagaien behaketek, igorpen infragorrien distira eta arintze patroi bat erakutsi dute, muturreko haizeek astintzen duten barnealde bero bat ezkutatzen duten hodei nahiko hotz eta opakoen patroiak iradokitzen dituena. Uste denez, gorputz hauen klima biziki bortitza da, Jupiterren ekaitz ospetsuekin konparagarria, baina aise gainditzen dituena.

2013ko urtarrilaren 8an, NASAko [[Hubble espazio teleskopioa|Hubble]] eta [[Spitzer espazio teleskopioa|Spitzer]] espazio teleskopioak erabiltzen dituzten astronomoek [[2MASS J222889-4310262]] izeneko nano marroi baten atmosfera ekaiztsua zundatu zuten, orain arteko nano marroi baten "mapa meteorologiko" zehatzena sortuz. Haizeak bultzatutako planeta baten tamainako hodeiak erakusten ditu. Ikerketa berria nano marroiak ez ezik, Eguzki Sistematik kanpoko planeten atmosferak ere hobeto ulertzeko beste urrats bat da.<ref>{{Erreferentzia|izenburua=News Releases|hizkuntza=en|url=http://hubblesite.org/home/news/news-releases|aldizkaria=HubbleSite.org|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

2020ko apirilean, [[2MASS J10475385+2124234]] nano marroi hurbilean +650 ± 310 metro segundoko haize-abiadurak erregistratu zituztela jakinarazi zuten zientzialariek. Neurketak kalkulatzeko, zientzialariek ezaugarri atmosferikoen errotazio mugimendua, distira aldaketek zehaztua, nano marroiaren barnealdeak sortutako errotazio elektromagnetikoarekin alderatu zuten. Emaitzek, aurreko iragarpenak baieztatu zituzten, nano marroiek, haize indartsuak izango zituztela. Zientzialariek, konparazio metodo hau, beste nano marroi eta exoplaneta batzuen dinamika atmosferikoa esploratzeko erabili ahal izatea espero dute.<ref>{{Erreferentzia|izena=Ashley Strickland|abizena=CNN|izenburua=Astronomers clock extremely high winds on a 'failed star' outside of our solar system|url=https://www.cnn.com/2020/04/09/world/brown-dwarf-wind-speed-scn/index.html|aldizkaria=CNN|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

=== Behaketa-teknikak ===
[[Fitxategi:BrownDwarfs Comparison 01.png|thumb|[[Teide 1]], [[Gliese 229B]] eta [[WISE 1828+2650]] nano marroiak [[Gliese 229A]], Jupiter eta gure eguzkiarekin alderatuta]]
[[Koronografo]]ak, berriki, izar ikusgarri distiratsuen inguruan orbitatzen duten objektu ahulak detektatzeko erabili dira, Gliese 229B kasu.

Karga akoplatuko gailuak (CCD) dituzten teleskopio sentikorrak erabili dira urrutiko izar-kumuluetan objektu ahulak bilatzeko, hala nola Teide 1.

Eremu zabaleko bilaketek objektu ahul indibidualak identifikatu dituzte, hala nola [[Kelu-1]] (30 ly-ko distantziara).

Nano marroiak, sarri, [[exoplaneta]]k aurkitzeko ikerketetan aurkitzen dira. [[Exoplanetak detektatzeko metodo]]ek nano marroientzat ere funtzionatzen dute, baina hauek errazago detektatzen dira.

Nano marroiak, euren eremu magnetiko indartsuengatik, irrati igorle indartsuak izan daitezke. Areciboko Behatokiaren eta Very Large Arrayren behaketa programek, objektu hauetako dozena bat baino gehiago detektatu dituzte, [[nano ultrahotz]]ak ere deitzen direnak, mota honetako beste objektu batzuekin propietate magnetikoak partekatzen dituztelako.<ref name="#3">{{Erreferentzia|izena=Matthew|abizena=Route|izenburua=The Second Arecibo Search for 5 GHz Radio Flares from Ultracool Dwarfs|orrialdeak=85|abizena2=Wolszczan|izena2=Alexander|data=2016-10-14|url=http://arxiv.org/abs/1608.02480|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=830|issn=1538-4357|doi=10.3847/0004-637X/830/2/85|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Nano marroien erradio-emisioa detektatuz gero, zuzenean neur daiteke nano horien eremu magnetikoen intentsitatea.

=== Gertaera gogoangarriak ===

* 1995: egiaztatutako lehen nano marroia. [[Teide 1]], [[Pleiadeak (astronomia)|Pleiadeen]] [[Izar-kumulu|kumuluko]] [[M8]] objektu bat, CCD batekin atzematen da Kanarietako Astrofisika Institutuko Mutxoen Harriaren Espainiako Behatokian.
* Metanozko lehen nano marroia. Gliese 229B aurkitu zen [[Gliese 229A]] nano gorria orbitatuz (20 l-ko distantziara), [[optika egokitzaile]]ko koronografo bat erabiliz [[Palomar Behatoki]]ko 60 hazbeteko (1,5 m) teleskopio islatzailearen irudiak afinatzeko Kalifornia hegoaldeko Palomar mendian; bere segimenduko espektroskopia infragorria, bere 5 hazbeteko Hale teleskopioarekin, 200 hazbeteko metanoa erakusten du.
* 1998: x izpiak igortzen dituen lehen nano marroia aurkitu zen, Cha Halpha 1, Chamaeleon I hodei ilunean dagoen M8 objektu bat, x izpien iturri bat dela zehazten da, berantiar motako konbekzio izarren antzekoa.
* 1999ko abenduak 15: nano marroi batean aurkitutako lehen x izpi-sugarra. Kaliforniako Unibertsitateko talde batek [[LP 944-20]] (60 <var>M</var><sub>J</sub>, 16 ly-ko distantziara) monitorizatzen du [[Chandra X-izpi behatokia|Chandra X izpien Behatokiaren]] bidez, eta bi orduko sugar bat hartzen du.<ref>{{Erreferentzia|izena=Robert E.|abizena=Rutledge|izenburua=Chandra Detection of an X-ray Flare from the Brown Dwarf LP 944-20|orrialdeak=L141–L144|abizena2=Basri|abizena3=Martin|abizena4=Bildsten|izena2=Gibor|izena3=Eduardo|izena4=Lars|data=2000-08-01|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0005559|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=538|doi=10.1086/312817|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
* 2000ko uztailaren 27a: nano marroi batean detektatutako lehen irrati emisioa (erupzioan eta kieszentzian). Very Large Arrayko ikasle talde batek LP 944-20ren emisioa antzeman zuen.<ref name=":14">{{Erreferentzia|izena=E.|abizena=Berger|izenburua=Discovery of Radio Emission from the Brown Dwarf LP944-20|abizena2=Ball|abizena3=Becker|abizena4=Clarke|abizena5=Frail|abizena6=Fukuda|abizena7=Hoffman|abizena8=Kulkarni|abizena9=Mellon|izena2=S.|izena3=K. M.|izena4=M.|izena5=D. A.|izena6=T. A.|izena7=I. M.|izena8=S. R.|izena9=R.|data=2001-02-16|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0102301|aldizkaria=arXiv:astro-ph/0102301|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
* 2004ko apirilak 30: hautagai [[exoplaneta]] baten lehen detekzioa nano marroi baten inguruan: [[2M1207b]], VLTarekin aurkitua eta irudi zuzena duen lehen exoplaneta.<ref>{{Erreferentzia|abizena=information@eso.org|izenburua=Yes, it is the Image of an Exoplanet - Astronomers Confirm the First Image of a Planet Outside of Our Solar System|hizkuntza=en|url=https://www.eso.org/public/news/eso0515/|aldizkaria=www.eso.org|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
* 2013ko martxoaren 20a: nano marroi sistema hurbilena aurkitu zuten: [[Luhman 16]].<ref>{{Erreferentzia|izena=K. L.|abizena=Luhman|izenburua=Discovery of a Binary Brown Dwarf at 2 Parsecs from the Sun|orrialdeak=L1|data=2013-03-20|url=http://arxiv.org/abs/1303.2401|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=767|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/767/1/L1|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
* 2014ko apirilaren 25a: ezagutzen den nano marroi hotzenaren aurkikuntza. [[WISE 0855-0714]] 7,2 argi-urteko distantziara dago (Eguzkitik hurbilen dagoen zazpigarren sistema) eta -48 eta -13 gradu arteko tenperatura du.<ref name="#2"/>

=== Nano marroia X izpien iturri gisa ===
[[Fitxategi:Lp94420 duo m.jpg|thumb|278x278px|[[LP 944-20]]<nowiki/>ren [[X Izpiko Chandra Behatokia|Chandra]] irudia erupzioaren aurretik eta erupzioan zehar]]
Nano marroietan 1999tik detektatutako x izpien erupzioek, euren barnean [[eremu magnetiko]] aldakorrak daudela iradokitzen dute, oso masa baxuko izarren antzekoak.

Energia nuklear iturri indartsu zentralik ez duenez, nano marroi baten barnealdea irakiteko edo konbekzio egoera azkar batean dago. Nano marroi gehienek duten errotazio azkarrarekin konbinatzen denean, [[konbekzio]]ak [[eremu magnetiko]] indartsu eta korapilatu bat garatzeko baldintzak ezartzen ditu azaleratik gertu. [[X Izpiko Chandra Behatokia|Chandrak]] [[LP 944-20]]<nowiki/>n behatutako sugarrak nano marroiaren gainazalean dagoen material bero magnetizatu eta zurrunbilotsuan izan lezake jatorria. Lurrazaleko sugar batek beroa atmosferara eraman lezake, korronte elektrikoak isurtzea eta x izpien sugarra sortzea ahalbidetuz, [[tximista]] bat bezala. Sugarrik gabeko aldian LP 944-20n x izpirik ez egotea ere emaitza esanguratsua da. Nano marroi batek sortutako x izpi konstanteen potentziaren behaketa mugarik baxuena ezartzen du, eta koroak izateari uzten diola erakusten du nano marroi baten gainazaleko tenperatura 2800K azpitik hozten denean eta elektrikoki neutroa bihurtzen denean.

NASAren [[X Izpiko Chandra Behatokia|x izpien Chandra behatokiaren]] bidez, zientzialariek masa baxuko nano marroi batetik datozen x izpiak detektatu dituzte izar sistema anizkoitz batean.<ref name=":10">{{Erreferentzia|izenburua=Chapter 18: Extrasolar Planets|data=2010-12-30|url=https://web.archive.org/web/20101230000830/http://www.williams.edu/Astronomy/jay/chapter18_etu6.html|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Lehen aldia da bere izar edo izarretatik (TWA 5A Eguzkiaren antzeko izarrak) hain gertu dagoen nano marroi bat x izpietan ebatzi dela.<ref name=":10" /> "Chandraren gure datuek erakusten dute x izpiak 3 milioi °C-ra dagoen nano marroiaren plasma koronalean sortzen direla", esan du Yohko Tsuboi Chuoko Unibertsitateko (Tokio) ordezkariak.<ref name=":10" /> "Nano marroi hau, gaur egungo eguzkia bezain distiratsua da x izpien argitan, gure eguzkia baino berrogeita hamar aldiz masiboagoa den bitartean", esan zuen Tsuboik.<ref name=":10" /> "Ohar horrek, beraz, aukera ematen du planeta masiboek ere beren kabuz x izpiak igortzeko gaztaroan".<ref name=":10" />

=== Nano marroiak irrati iturri gisa ===
Irrati seinaleak igortzen zituela aurkitu zen lehen nano marroia [[LP 944-20]] izan zen, bere x izpien igorpenetik ikusi zena, nano marroien %5 eta %10 artean, dirudienez, eremu magnetiko indartsuak dituzte eta irrati uhinak igortzen dituzte, eta 40 nano marroi magnetiko ere egon daitezke Eguzkitik 25 pc-ko erradioan, [[Montecarlo metodo|Monte Carloren]] modelizazioan eta bere batez besteko dentsitate espazialean oinarrituta.<ref>{{Erreferentzia|izena=Matthew|abizena=Route|izenburua=Radio-flaring Ultracool Dwarf Population Synthesis|orrialdeak=66|data=2017-08-11|url=http://arxiv.org/abs/1707.02212|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=845|issn=1538-4357|doi=10.3847/1538-4357/aa7ede|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Nano marroien irrati emisioen potentzia, gutxi gora-behera konstantea da, euren tenperaturen aldaketak gorabehera.<ref name="#3"/> Nano marroiek 6 [[Gauss (unitatea)|kG]]-ko indarra duten eremu magnetikoak mantendu ditzakete.<ref>{{Erreferentzia|izena=Melodie|abizena=Kao|izenburua=The Strongest Magnetic Fields on the Coolest Brown Dwarfs|orrialdeak=25|abizena2=Hallinan|abizena3=Pineda|abizena4=Stevenson|abizena5=Burgasser|izena2=Gregg|izena3=J. Sebastian|izena4=David|izena5=Adam|data=2018-07-31|url=http://arxiv.org/abs/1808.02485|aldizkaria=The Astrophysical Journal Supplement Series|alea=2|zenbakia=237|issn=1538-4365|doi=10.3847/1538-4365/aac2d5|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Astronomoen arabera, nano marroietako [[Magnetosfera|magnetosferek]] 10<sup>7</sup> metroko altuera hartzen dute, euren irrati emisioen propietateak direla eta.<ref>{{Erreferentzia|izena=Matthew|abizena=Route|izenburua=Is WISEP J060738.65+242953.4 Really A Magnetically Active, Pole-on L Dwarf?|orrialdeak=115|data=2017-07-12|url=http://arxiv.org/abs/1706.03010|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=843|issn=1538-4357|doi=10.3847/1538-4357/aa78ab|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Nano marroien irrati emisioek planeta edo izarren antzekoagoak diren ez da ezagutzen. Nano marroi batzuek irrati pultsu erregularrak igortzen dituzte, batzuetan poloetatik emititutako irrati emisio bezala interpretatzen direnak, baina eskualde aktiboetatik ere emiti daitezke. Irrati uhinen orientazioaren inbertsio erregular eta periodikoak, nano marroien eremu magnetikoek euren polaritatea aldizka inbertitzen dutela adieraz dezake. Inbertsio hauek, nano marroiaren aktibitate magnetiko ziklo baten emaitza izan daitezke, [[eguzki zikloa]]ren antzekoa.<ref>{{Erreferentzia|izena=Matthew|abizena=Route|izenburua=The Discovery of Solar-like Activity Cycles Beyond the End of the Main Sequence?|orrialdeak=L27|data=2016-10-13|url=http://arxiv.org/abs/1609.07761|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=830|issn=2041-8213|doi=10.3847/2041-8205/830/2/L27|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

=== Nano marroi bitarrak ===
[[Fitxategi:Hubble Space Telescope - Brown Dwarf Binaries.gif|thumb|[[Hubble espazio teleskopioa]]rekin hartutako nano marroi bitarren irudi multiepokalak. [[Luhman 16 AB]] (ezkerra) bitarra hemen erakutsitako beste adibideak baino gertuago dago Eguzki Sistematik.]]
Nano marroiak dituzten sistema bitarren orbitaren behaketak nano marroiaren masa neurtzeko erabil daitezke. [[2MASSW J0746425+2000321]]<nowiki/>en kasuan, bigarren mailak eguzki-masaren % 6 pisatzen du. Neurri horri masa dinamikoa deitzen zaio.<ref>{{Erreferentzia|abizena=information@eso.org|izenburua=Weighing Ultra-Cool Stars - Large Ground-Based Telescopes and Hubble Team-Up to Perform First Direct Brown Dwarf Mass Measurement|hizkuntza=en|url=https://www.eso.org/public/news/eso0420/|aldizkaria=www.eso.org|sartze-data=2021-06-07}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=H.|abizena=Bouy|izenburua=First determination of the dynamical mass of a binary L dwarf|orrialdeak=341–352|abizena2=Duchene|abizena3=Koehler|abizena4=Brandner|abizena5=Bouvier|abizena6=Martin|abizena7=Ghez|abizena8=Delfosse|abizena9=Forveille|izena2=G.|izena3=R.|izena4=W.|izena5=J.|izena6=E. L.|izena7=A.|izena8=X.|izena9=T.|data=2004-08|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0405111|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|alea=1|zenbakia=423|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20040551|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Eguzki Sistematik gertuen dagoen nano marroien sistema, [[Luhman 16]] bitarra da. Sistema honen inguruan planetak antzeko metodo batekin bilatzen saiatu ziren, baina ez zen bakar bat ere aurkitu.<ref>{{Erreferentzia|izena=L. R.|abizena=Bedin|izenburua=Hubble Space Telescope astrometry of the closest brown dwarf binary system -- I. Overview and improved orbit|orrialdeak=1140–1155|abizena2=Pourbaix|abizena3=Apai|abizena4=Burgasser|abizena5=Buenzli|abizena6=Boffin|abizena7=Libralato|izena2=D.|izena3=D.|izena4=A. J.|izena5=E.|izena6=H. M. J.|izena7=M.|data=2017-09|url=http://arxiv.org/abs/1706.00657|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=1|zenbakia=470|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stx1177|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

[[2M1101AB]] sistema bitar zabala 20 [[Unitate astronomiko|au]] baino gehiagoko banaketa zuen lehen sistema bitarra izan zen. Sistema honen aurkikuntzak nano marroien eraketari buruzko behin betiko ikuspegia eman zuen. Lehenago uste zen nano marroi bitar zabalak ez zirela sortzen edo, gutxienez, desintegratzen zirela 1-10 [[Ma]] urterekin. Sistema honen existentzia ere ez da bateragarria eiekzioaren hipotesiarekin.<ref>{{Erreferentzia|izena=K. L.|abizena=Luhman|izenburua=The First Discovery of a Wide Binary Brown Dwarf|orrialdeak=398–403|data=2004-10-10|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0407344|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=614|issn=0004-637X|doi=10.1086/423666|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Eiekzioaren hipotesia, nano marroiak sistema anizkoitz batean eratzen diren hipotesi bat zen, baina hidrogenoa erretzeko masa nahikoa irabazi aurretik kanporatuak dira.<ref>{{Erreferentzia|izena=Bo|abizena=Reipurth|izenburua=Brown Dwarfs as Ejected Stellar Embryos: Observational Perspectives|abizena2=Clarke|izena2=Cathie|data=2002-08-30|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0209005|aldizkaria=arXiv:astro-ph/0209005|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

Berrikiago, [[W2150AB]] bitar zabala aurkitu zen. Masa proportzioa eta lotura-energia 2M1101AB-ren antzekoak ditu, baina adin handiagoa du eta galaxiaren beste eskualde batean dago. 2M1101AB oso populatua dagoen eskualde batean dagoen bitartean, W2150AB bitarra oso urrun dagoen eremu batean dago. Bere jaioterriko [[Izar-kumulu|izar kumuluko]] edozein elkarrekintza dinamikok bizirik iraungo zuen. Bitarra L+T bitar gutxi batzuetakoa ere bada, lurreko behatokiek erraz konpon ditzaketenak. Beste biak [[SDSS J1416+13AB]] eta Luhman 16 dira.<ref>{{Erreferentzia|izena=Jacqueline K.|abizena=Faherty|izenburua=WISE2150-7520AB: A very low mass, wide co-moving brown dwarf system discovered through the citizen science project Backyard Worlds: Planet 9|orrialdeak=176|abizena2=Goodman|abizena3=Caselden|abizena4=Colin|abizena5=Kuchner|abizena6=Meisner|abizena7=Gagne'|abizena8=Schneider|abizena9=Gonzales|izena2=Sam|izena3=Dan|izena4=Guillaume|izena5=Marc J.|izena6=Aaron M.|izena7=Jonathan|izena8=Adam C.|izena9=Eileen C.|data=2020-02-04|url=http://arxiv.org/abs/1911.04600|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=889|issn=1538-4357|doi=10.3847/1538-4357/ab5303|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

Badira beste sistema bitar interesgarri batzuk, [[2MASS J05352184-0546085]] nano marroien [[Izar bitar itzaltzaile|sistema bitar itzaltzailea]] kasu.<ref name="#4">{{Erreferentzia|izena=Keivan G.|abizena=Stassun|izenburua=Discovery of two young brown dwarfs in an eclipsing binary system|orrialdeak=311–314|hizkuntza=en|abizena2=Mathieu|abizena3=Valenti|izena2=Robert D.|izena3=Jeff A.|data=2006-03|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006Natur.440..311S/abstract|aldizkaria=Nature|alea=7082|zenbakia=440|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature04570|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Sistema honen ikerketa fotometrikoek, sistemako nano marroi ez hain masiboa, bere kide masiboena baino beroagoa dela erakutsi dute.<ref name=":15">{{Erreferentzia|izena=Keivan G.|abizena=Stassun|izenburua=A Surprising Reversal of Temperatures in the Brown-Dwarf Eclipsing Binary 2MASS J05352184-0546085|orrialdeak=1154–1166|abizena2=Mathieu|abizena3=Valenti|izena2=Robert D.|izena3=Jeff A.|data=2007-08|url=http://arxiv.org/abs/0704.3106|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=664|issn=0004-637X|doi=10.1086/519231|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

[[Nano zuri]]ak inguratzen dituzten nano marroiak nahiko arraroak dira. [[GD 165B]], L nanoen prototipoa, sistema hauetako bat da.<ref>{{Erreferentzia|izena=J.|abizena=Farihi|izenburua=A Possible Brown Dwarf Companion to the White Dwarf GD1400|orrialdeak=1868–1871|abizena2=Christopher|izena2=M.|data=2004-10|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0407036|aldizkaria=The Astronomical Journal|alea=4|zenbakia=128|issn=0004-6256|doi=10.1086/423919|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Nano zurien inguruan orbitatzen duten eta [[Errotazio sinkrono|mareak blokeatzen]] dituen nano marroiak dituzten sistemak bilgarri postkomun bitarrenak edo PCEBenak dira. Lagun nano marroi bat duen nano zuri bat duten 8 PCEB soilik ezagutzen dira, [[WD 0137-349 AB]] barne. Nano zuri eta nano marroiko gertuko izar bitar hauen historian, nano marroia izarrak irensten du [[erraldoi gorri]] fasean. Jupiterren 20 masatik beherako masa duten nano marroiak, irenstean lurruntzen dira.<ref>{{Erreferentzia|abizena=information@eso.org|izenburua=A Sub-Stellar Jonah - Brown Dwarf Survives Being Swallowed|hizkuntza=en|url=https://www.eso.org/public/news/eso0628/|aldizkaria=www.eso.org|sartze-data=2021-06-07}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=S. L.|abizena=Casewell|izenburua=The first sub-70 minute non-interacting WD-BD system: EPIC212235321|orrialdeak=1405–1411|abizena2=Braker|abizena3=Parsons|abizena4=Hermes|abizena5=Burleigh|abizena6=Belardi|abizena7=Chaushev|abizena8=Finch|abizena9=Roy|izena2=I. P.|izena3=S. G.|izena4=J. J.|izena5=M. R.|izena6=C.|izena7=A.|izena8=N. L.|izena9=M.|data=2018-05-01|url=http://arxiv.org/abs/1801.07773|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=1|zenbakia=476|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/sty245|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Nano zurien inguruan orbitatzen duten nano marroien eskasia, sekuentzia nagusiko izarren inguruko nano marroien antzeko behaketekin alderatu daiteke, nano marroien basamortua bezala deskribatuak.<ref>{{Erreferentzia|izena=E. S.|abizena=Longstaff|izenburua=Emission lines in the atmosphere of the irradiated brown dwarf WD0137-349B|orrialdeak=1728–1736|abizena2=Casewell|abizena3=Wynn|abizena4=Maxted|abizena5=Helling|izena2=S. L.|izena3=G. A.|izena4=P. F. L.|izena5=Ch|data=2017-10|url=http://arxiv.org/abs/1707.05793|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=2|zenbakia=471|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stx1786|sartze-data=2021-06-07}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Daniel|abizena=Grether|izenburua=How Dry is the Brown Dwarf Desert?: Quantifying the Relative Number of Planets, Brown Dwarfs and Stellar Companions around Nearby Sun-like Stars|orrialdeak=1051–1062|abizena2=Lineweaver|izena2=Charles H.|data=2006-04|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0412356|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=640|issn=0004-637X|doi=10.1086/500161|sartze-data=2021-06-07}}</ref> PCEBa [[izar aldakor kataklismiko]] (CV*) bihurtu daiteke nano marroiarekin emaile bezala,<ref>{{Erreferentzia|izena=S.|abizena=Rappaport|izenburua=WD 1202-024: The Shortest-Period Pre-Cataclysmic Variable|orrialdeak=948–961|abizena2=Vanderburg|abizena3=Nelson|abizena4=Gary|abizena5=Kaye|abizena6=Kalomeni|abizena7=Howell|abizena8=Thorstensen|abizena9=Lachapelle|izena2=A.|izena3=L.|izena4=B. L.|izena5=T. G.|izena6=B.|izena7=S. B.|izena8=J. R.|izena9=F.-R.|data=2017-10|url=http://arxiv.org/abs/1705.05863|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=1|zenbakia=471|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stx1611|sartze-data=2021-06-07}}</ref> eta sistemaren azken etapan bitarra fusionatu egin daiteke. [[CK Vulpeculae]] nova nano zuri baten eta nano marroi baten arteko fusio baten emaitza izan daiteke.<ref>{{Erreferentzia|izenburua=When Is a Nova Not a ‘Nova’? When a White Dwarf and a Brown Dwarf Collide {{!}} ALMA|data=2019-10-22|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/|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2021-06-07}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Stewart|abizena=Eyres|izenburua=ALMA reveals the aftermath of a white dwarf--brown dwarf merger in CK Vulpeculae|abizena2=Evans|abizena3=Zijlstra|abizena4=Avison|abizena5=Gehrz|abizena6=Hajduk|abizena7=Starrfield|abizena8=Mohamed|abizena9=Woodward|izena2=Aneurin|izena3=Albert|izena4=Adam|izena5=Robert|izena6=Marcin|izena7=Sumner|izena8=Shazrene|izena9=Charles|data=2018-09-26|url=http://arxiv.org/abs/1809.05849|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/sty2554|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

=== Oraintsuko garapenak ===
[[Fitxategi:Brown dwarfs in the Sun’s neighborhood.jpg|thumb|Eguzkiaren 65 argi-urteko erradioan aurkitu diren nano marroien (puntu gorriak) hiru dimentsioko mapa bat da.<ref>{{Erreferentzia|abizena=info@noirlab.edu|izenburua=Mapping Our Sun’s Backyard - Astronomers and citizen scientists produce the most complete 3D map of cool brown dwarfs in the Sun’s neighborhood|hizkuntza=en|url=https://www.noirlab.edu/public/news/noirlab2105/|aldizkaria=www.noirlab.edu|sartze-data=2021-06-07}}</ref>]]
Eguzki inguruko nano marroien populazioen estimazioek nano marroi bakoitzeko sei izar egon daitezkeela kalkulatzen dute.<ref>{{Erreferentzia|izena=Ian O'Neill 12|abizena=June 2012|izenburua=Brown Dwarfs, Runts of Stellar Litter, Rarer than Thought|hizkuntza=en|url=https://www.space.com/16112-brown-dwarf-stars-sun-rare.html|aldizkaria=Space.com|sartze-data=2021-06-07}}</ref> 2017ko estimazio berriago batek, [[RCW 38]] izar kumulu masibo gaztetik abiatuta, Esne Bideak 25.000 eta 100.000 milioi nano marroi artean dituela erakutsi zuen.<ref>{{Erreferentzia|izena=Koraljka|abizena=Muzic|izenburua=The low-mass content of the massive young star cluster RCW 38|orrialdeak=3699–3712|abizena2=Schoedel|abizena3=Scholz|abizena4=Geers|abizena5=Jayawardhana|abizena6=Ascenso|abizena7=Cieza|izena2=Rainer|izena3=Alexander|izena4=Vincent C.|izena5=Ray|izena6=Joana|izena7=Lucas A.|data=2017-11|url=http://arxiv.org/abs/1707.00277|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=3|zenbakia=471|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stx1906|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

2017ko abuztuan argitaratutako ikerketa batean, [[NASA]]<nowiki/>ren [[Spitzer espazio teleskopioa]]k lodiera aldakorreko hodei estalki batek eragindako nano marroien infragorrien distira aldaketak monitorizatu zituen. Behaketek, nano marroien atmosferetan hedatzen diren eskala handiko uhinen existentzia erakutsi zuten (Neptunoren atmosferaren eta Eguzki Sistemako beste planeta erraldoi batzuen antzera). Uhin atmosferiko hauek hodeien lodiera modulatzen dute eta abiadura ezberdinekin hedatzen dira (ziurrenik errotazio diferentzialaren ondorioz).<ref>{{Erreferentzia|izena=D.|abizena=Apai|izenburua=Zones, spots, and planetary-scale waves beating in brown dwarf atmospheres|orrialdeak=683–687|hizkuntza=en|abizena2=Karalidi|abizena3=Marley|abizena4=Yang|abizena5=Flateau|abizena6=Metchev|abizena7=Cowan|abizena8=Buenzli|abizena9=Burgasser|izena2=T.|izena3=M. S.|izena4=H.|izena5=D.|izena6=S.|izena7=N. B.|izena8=E.|izena9=A. J.|data=2017-08|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017Sci...357..683A/abstract|aldizkaria=Science|alea=6352|zenbakia=357|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.aam9848|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

2020ko abuztuan, astronomoek 95 nano marroi aurkitu zituzten [[Eguzkia|Eguzkitik]] gertu, Backyard Worlds: Planet 9 proiektuaren bidez.<ref>{{Erreferentzia|izena=Chelsea Gohd 19|abizena=August 2020|izenburua=Volunteers spot almost 100 cold brown dwarfs near our sun|hizkuntza=en|url=https://www.space.com/citizen-scientists-discover-95-brown-dwarfs.html|aldizkaria=Space.com|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

== Eraketa eta eboluzioa ==
[[Fitxategi:M1701117 R-SII-Ha(1).png|thumb|[[Mayrit 1701117]] nano marroiak [[Sigma Orionis]] kumuluaren kanpoaldeko periferian jaurtitako [[HH 1165]] zurruta.]]
Nano marroiak, izarren antzera eratzen dira, eta [[disko protoplanetario]]z inguratuta daude,<ref name=":11">{{Erreferentzia|izena=D.|abizena=Apai|izenburua=The Onset of Planet Formation in Brown Dwarf Disks|orrialdeak=834–836|abizena2=Pascucci|abizena3=Bouwman|abizena4=Natta|abizena5=Henning|abizena6=Dullemond|izena2=I.|izena3=J.|izena4=A.|izena5=Th|izena6=C. P.|data=2005-11-04|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0511420|aldizkaria=Science|alea=5749|zenbakia=310|issn=0036-8075|doi=10.1126/science.1118042|sartze-data=2021-06-07}}</ref> [[Cha 110913-773444]] kasu. 2017tik aurrera, [[Herbig Haro objektua|Herbig-Haro objektu]] handi batekin konektatuta dagoen protonano marroi bat baino ez da ezagutzen. [[Mayrit 1701117]] nano marroia da, pseudodisko batez eta disko kepleriar batez inguratuta dagoena.<ref>{{Erreferentzia|izena=B.|abizena=Riaz|izenburua=ALMA reveals a pseudo-disc in a proto-brown dwarf|orrialdeak=4114–4129|abizena2=Machida|abizena3=Stamatellos|izena2=M. N.|izena3=D.|data=2019-07-01|url=http://arxiv.org/abs/1904.06418|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=3|zenbakia=486|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stz1032|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Mayrit 1701117k [[H 1165]] txorrotada botatzen du, 0,7 argi-urteko luzerakoa, batez ere [[sufre]] ionizatuan ikusten dena.<ref>{{Erreferentzia|abizena=info@noirlab.edu|izenburua=Punching Above Its Weight - A Brown Dwarf Launches a Parsec-Scale Jet|hizkuntza=en|url=https://www.noirlab.edu/public/news/noao1701/|aldizkaria=www.noirlab.edu|sartze-data=2021-06-07}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=B.|abizena=Riaz|izenburua=First large scale Herbig-Haro jet driven by a proto-brown dwarf|orrialdeak=47|abizena2=Briceno|abizena3=Whelan|abizena4=Heathcote|izena2=C.|izena3=E.|izena4=S.|data=2017-07-20|url=http://arxiv.org/abs/1705.01170|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=844|issn=1538-4357|doi=10.3847/1538-4357/aa70e8|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

Nano marroien inguruko [[Disko zirkumestelar|diskoek]], izarren inguruko diskoek dituzten ezaugarri berberak dituztela aurkitu da, eta, beraz, nano marroien inguruan akrezioz eratutako planetak egotea espero da.<ref name=":11" /> Nano marroien diskoen masa txikia dela eta, planeta gehienak lehorrekoak izango dira eta ez gas-erraldoiak.<ref name=":12">{{Erreferentzia|izena=Emeline|abizena=Bolmont|izenburua=Tidal evolution of planets around brown dwarfs|orrialdeak=A94|abizena2=Raymond|abizena3=Leconte|izena2=Sean N.|izena3=Jérémy|data=2011-11|url=http://arxiv.org/abs/1109.2906|aldizkaria=Astronomy & Astrophysics|zenbakia=535|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201117734|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Planeta erraldoi batek nano marroi baten inguruan orbitatzen badu gure ikusmen-lerroaren bidez, orduan, diametro bera dutenez gutxi gora-behera, honek seinale handi bat emango luke transito bidezko detekziorako. Planetek nano marroi baten inguruan duten akrezio eremua nano marroitik oso gertu dago, eta, beraz, marea indarrek eragin handia izango lukete.<ref name=":12" />

[[Cha 110913-773444]] nano marroia, Chamaeleon konstelazioan 500 argi-urteko distantziara dagoena, miniaturazko planeta sistema bat sortzeko prozesuan egon daiteke. Pennsylvaniako Estatu Unibertsitateko astronomoek gas eta hautsezko disko bat dela uste dutena detektatu dute. Cha 110913-773444 orain arte aurkitutako nano marroirik txikiena da (8 <var>M</var><sub>J</sub>), eta planeta sistema bat osatuko balu, bat duen objekturik txikiena izango litzateke.<ref>{{Erreferentzia|izena=K. L.|abizena=Luhman|izenburua=Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk|orrialdeak=L93–L96|abizena2=Adame|abizena3=D'Alessio|abizena4=Calvet|abizena5=Hartmann|abizena6=Megeath|abizena7=Fazio|izena2=Lucia|izena3=Paola|izena4=Nuria|izena5=Lee|izena6=S. T.|izena7=G. G.|data=2005-12-10|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0511807|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=635|issn=0004-637X|doi=10.1086/498868|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

== Nano marroien inguruko planetak ==
[[Fitxategi:Artist’s impression of the disc of dust and gas around a brown dwarf.jpg|thumb|Hautsezko eta gasezko disko baten inpresio artistikoa nano marroi baten inguruan.<ref>{{Erreferentzia|izenburua=ESO - eso1248 - Even Brown Dwarfs May Grow Rocky Planets|data=2012-12-03|url=https://web.archive.org/web/20121203042337/http://www.eso.org/public/news/eso1248/|aldizkaria=web.archive.org|sartze-data=2021-06-07}}</ref>]]
Masa planetario [[super-Jupiter]] [[2M1207b]], [[2MASS J044144]] eta [[Oph 98 B]] objektuak, distantzia orbital handitan nano marroien inguruan orbitatzen dutenak, hodei kolapsoz osa zitezkeen, akrezio bidez eratu beharrean, eta, beraz, [[Azpi-nano marroi|azpinano marroiak]] izan daitezke [[Planeta|planeten]] ordez, masa handi erlatiboetatik eta orbita zabaletatik ondorioztatzen dena. Abiadura erradialaren teknika erabiliz nano marroi bat orbitatzen ari zen masa baxuko lagun baten lehen aurkikuntzak ([[ChaHα8]]), abiadura erradialaren teknika erabiliz, UA gutxi batzuetako edo txikiagoko orbitetan dauden nano marroien inguruko planetak detektatzeko bidea prestatu zuen.<ref>{{Erreferentzia|izena=V.|abizena=Joergens|izenburua=16-20 Jupiter mass RV companion orbiting the brown dwarf candidate ChaHa8|orrialdeak=L113–L116|abizena2=Mueller|izena2=A.|data=2007-09-10|url=http://arxiv.org/abs/0707.3744|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=666|issn=0004-637X|doi=10.1086/521825|sartze-data=2021-06-07}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=V.|abizena=Joergens|izenburua=Improved radial velocity orbit of the young binary brown dwarf candidate ChaHa8|orrialdeak=A24|abizena2=Mueller|abizena3=Reffert|izena2=A.|izena3=S.|data=2010-10|url=http://arxiv.org/abs/1006.2383|aldizkaria=Astronomy and Astrophysics|zenbakia=521|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201014853|sartze-data=2021-06-07}}</ref> Hala ere, [[ChaHa8|ChaH]][[ChaHα8|α]]8ko taldekidearen eta primarioaren arteko masa erlazio batekin, 0,3koa gutxi gora-behera, sistema honek izar bitar baten antza du. Ondoren, 2008an, orbita erlatiboki txiki batean ([[MOA-2007-BLG-192Lb]]) masa planetarioko lehen laguna aurkitu zen nano marroi bat orbitatzen.<ref>{{Erreferentzia|izena=D. P.|abizena=Bennett|izenburua=A Low-Mass Planet with a Possible Sub-Stellar-Mass Host in Microlensing Event MOA-2007-BLG-192|orrialdeak=663–683|abizena2=Bond|abizena3=Udalski|abizena4=Sumi|abizena5=Abe|abizena6=Fukui|abizena7=Furusawa|abizena8=Hearnshaw|abizena9=Holderness|izena2=I. A.|izena3=A.|izena4=T.|izena5=F.|izena6=A.|izena7=K.|izena8=J. B.|izena9=S.|data=2008-09|url=http://arxiv.org/abs/0806.0025|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=684|issn=0004-637X|doi=10.1086/589940|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

Litekeena da nano marroiak inguratzen dituzten planetak urik gabeko [[karbonozko planeta]]k izatea.<ref>{{Erreferentzia|izena=Ilaria|abizena=Pascucci|izenburua=The Atomic and Molecular Content of Disks Around Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs|orrialdeak=178|abizena2=Herczeg|abizena3=Carr|abizena4=Bruderer|izena2=Greg|izena3=John|izena4=Simon|data=2013-12-04|url=http://arxiv.org/abs/1311.1228|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=779|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/779/2/178|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

[[Spitzer espazio teleskopioa|Spitzerrekin]] egindako behaketetan oinarritutako 2017ko ikerketa baten arabera, 175 nano marroi monitorizatu behar dira gutxienez planeta baten detekzioa bermatzeko ( %95).<ref>{{Erreferentzia|izena=Matthias Y.|abizena=He|izenburua=First limits on the occurrence rate of short-period planets orbiting brown dwarfs|orrialdeak=2687–2697|abizena2=Triaud|abizena3=Gillon|izena2=Amaury H. M. J.|izena3=Michaël|data=2017-01-21|url=http://arxiv.org/abs/1609.05053|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=3|zenbakia=464|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stw2391|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

=== Bizigarritasuna ===
Nano marroien orbitan dauden balizko planeten bizigarritasuna aztertu da. Gorputz hauek [[Bizigarritasun planetario|planeta bizigarriak]] izateko baldintzak iradokitzen dituzten eredu informatikoak oso zorrotzak dira, [[gune bizigarri]] estua delarik, hurbilekoa (T nanoa 0,005 UA) eta, denborarekin, beheranzkoa, nano marroiaren hozteagatik. [[Orbita|Orbitek]] [[eszentrikotasun]] oso baxukoak izan beharko lukete (10etik 6ra bitartekoak), planetetan berotegi efektua eragingo luketen [[Itsasaldiaren indar|marea indar]] indartsuak saihesteko, bizigabeak bihurtuz. Ilargirik ere ez zen egongo.<ref>{{Erreferentzia|izena=Rory|abizena=Barnes|izenburua=Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary|orrialdeak=279–291|abizena2=Heller|izena2=Rene|data=2013-03|url=http://arxiv.org/abs/1211.6467|aldizkaria=Astrobiology|alea=3|zenbakia=13|issn=1531-1074|doi=10.1089/ast.2012.0867|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

== Nano marroi superlatiboak ==

* [[WD 0137-349 B]]: lehen mailako erraldoi gorri fasetik bizirik atera den lehen nano marroia.<ref>{{Erreferentzia|izena=P. F. L.|abizena=Maxted|izenburua=Survival of a brown dwarf after engulfment by a red giant star|orrialdeak=543–545|abizena2=Napiwotzki|abizena3=Dobbie|abizena4=Burleigh|izena2=R.|izena3=P. D.|izena4=M. R.|data=2006-08|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608054|aldizkaria=Nature|alea=7102|zenbakia=442|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature04987|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
* 1984an, astronomo batzuek, Eguzkia, detektatu gabeko nano marroi batek orbitatua egon zitekeela esan zuten (batzuetan, [[Nemesis hipotesia|Nemesis]] deitua), [[Oorten hodeia]]rekin elkarreragin dezakeena, pasatzen diren izarrek egiten duten bezala. Hala ere, hipotesi hori ez da erabiltzen.<ref>{{Erreferentzia|izenburua=Answered Question « Ask an Astrobiologist « NASA Astrobiology|data=2012-12-13|url=https://archive.today/20121213101422/http://astrobiology2.arc.nasa.gov/ask-an-astrobiologist/question/?id=16790|aldizkaria=archive.ph|sartze-data=2021-06-07}}</ref>

{| class="wikitable" style="text-align:center;"
|+Primizien taula
!Errekorra
!Izena
!Espektru
mota
!RA/Dec
!Konstelazioa
!Oharrak
|-
|Lehen aldiz aurkitua
|[[Teide 1|Teide 1 (Pleiadeen izar kumulu irekia)]]
|M8
|3<sup>h</sup>47<sup>m</sup>18.0<sup>s</sup> +24°22'31"
|[[Taurus (konstelazioa)|Taurus]]
|1989an eta 1994an fotografiatuak
|-
|Lehen irudia koroografiarekin
|[[Gliese 229 B]]
|T6.5
|06<sup>h</sup>10<sup>m</sup>34.62<sup>s</sup> −21°51'52.1"
|[[Lepus (konstelazioa)|Lepus]]
|1994an aurkitua
|-
|Lehena planemoarekin
|[[2M1207]]
|M8
|12<sup>h</sup>07<sup>m</sup>33.47<sup>s</sup> −39°32'54.0"
|[[Centaurus (konstelazioa)|Centaurus]]
|Planeta 2004an aurkitua
|-
|Lehenika orbitan dagoen planemo batekin
|[[2M1207]]
|M8
|12<sup>h</sup>07<sup>m</sup>33.47<sup>s</sup> −39°32'54.0"
|[[Centaurus (konstelazioa)|Centaurus]]
|Planeta 2004an aurkitua
|-
|Lehena [[Disko protoplanetario|hautsezko disko]] batekin
|
|
|
|
|
|-
|Lehena irteera bipolarrarekin
|[[Rho-Oph 102]] (SIMBAD: [GY92] 102)
|M8
|16<sup>h</sup>27<sup>m</sup>06.59<sup>s</sup>

-24°41'48.88"
|[[Ophiuchus (konstelazioa)|Ophiuchus]]
|partzialki ebatzitako irteera<ref>{{Erreferentzia|izena=Emma T.|abizena=Whelan|izenburua=A resolved outflow of matter from a Brown Dwarf|orrialdeak=652–654|abizena2=Ray|abizena3=Bacciotti|abizena4=Natta|abizena5=Testi|abizena6=Randich|izena2=Thomas P.|izena3=Francesca|izena4=Antonella|izena5=Leonardo|izena6=Sofia|data=2005-06|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0506485|aldizkaria=Nature|alea=7042|zenbakia=435|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature03598|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
|-
|Lehena [[Herbig Haro objektua|Herbig-Haro objektuarekin]] eskala handian
|[[Mayrit 1701117]]
(Herbig-Haro objektua: [[HH 1165]])
|proto-BD
|05<sup>h</sup>40<sup>m</sup>26.48<sup>s</sup>-02º49'07.7<nowiki>''</nowiki>
|[[Orion (konstelazioa)|Orion]]
|Herbig-Haro objektuaren luzera proiektatua: 0,8 argi-urte (0,26 pc)
|-
|Lehen eremu mota (bakarra)
|[[Teide 1]]
|M8
|3<sup>h</sup>47<sup>m</sup>18.0<sup>s</sup> +24°22'31"
|Taurus
|1995
|-
|Lehena izar normal baten taldekide gisa
|[[Gliese 229 B]]
|T6.5
|06<sup>h</sup>10<sup>m</sup>34.62<sup>s</sup> −21°51'52.1"
|Lepus
|1995
|-
|Lehen nano marroi bitar espektroskopikoa
|[[PPL 15 A, B]]<ref>{{Erreferentzia|izena=Gibor|abizena=Basri|izenburua=PPl 15: The First Brown Dwarf Spectroscopic Binary|orrialdeak=2460–2465|abizena2=Martin|izena2=Eduardo|data=1999-11|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/9908015|aldizkaria=The Astronomical Journal|alea=5|zenbakia=118|doi=10.1086/301079|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
|M6.5
|03<sup>h</sup>48<sup>m</sup> 04.65<sup>s</sup>
+23º39'30.32<nowiki>''</nowiki>
|Taurus
|Basri and Martin 1999
|-
|Lehen nano marroi bitar itzaltzailea
|[[2M0535-05]]<ref name="#4"/><ref name=":15" />
|M6.5
|05<sup>h</sup>35<sup>m</sup>21.84<sup>s</sup>
-05º46'08.56<nowiki>''</nowiki>
|Orion
|Stassun 2006, 2007 (distantzia ~450 pc)
|-
|T motako lehen nano marroi bitarra
|[[Epsilon Indi Ba, Bb]]
|T1 + T6
|22<sup>h</sup> 03<sup>m</sup> 21.65<sup>s</sup>
−56° 47′ 09.53″
|Indus
|Distantzia: 3.626pc
|-
|Lehen nano marroi trinarioa
|[[DENIS-P J020529.0-115925 A/B/C]]
|L5, L8 eta T0
|02<sup>h</sup>05<sup>m</sup>29.40<sup>s</sup> −11°59'29.7"
|[[Cetus (konstelazioa)|Cetus]]
|Delfosse et al. 1997<ref>{{Erreferentzia|izena=H.|abizena=Bouy|izenburua=A possible third component in the L dwarf binary system DENIS-P J020529.0-115925 discovered with the Hubble Space Telescope|orrialdeak=511–517|abizena2=Martin|abizena3=Brandner|abizena4=Bouvier|izena2=E. L.|izena3=W.|izena4=J.|data=2005-01|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0410226|aldizkaria=The Astronomical Journal|alea=1|zenbakia=129|issn=0004-6256|doi=10.1086/426559|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
|-
|Lehen nano marroia haloarekin
|[[2MASS J05325346+8246465]]
|sdL7
|05<sup>h</sup>32<sup>m</sup>53.46<sup>s</sup> +82°46'46.5"
|[[Gemini (konstelazioa)|Gemini]]
|Adam J. Burgasser et al. 2003
|-
|Lehena M espektro berantiarrarekin
|[[Teide 1]]
|M8
|3<sup>h</sup>47<sup>m</sup>18.0<sup>s</sup> +24°22'31"
|Taurus
|1995
|-
|First with L spectrum
|Roque 25
|L0.1
|03<sup>h</sup>48<sup>m</sup>30.73<sup>s</sup>
+22º44'50.53<nowiki>''</nowiki>
|Taurus
|1998
|-
|Lehena T espektroarekin
|[[Gliese 229 B]]
|T6.5
|06<sup>h</sup>10<sup>m</sup>34.62<sup>s</sup> −21°51'52.1"
|Lepus
|1995
|-
|Azkena T espektroarekin
|[[ULAS J003402.77−005206.7]]
|T9<ref name=":16">{{Erreferentzia|izena=Ben|abizena=Burningham|izenburua=Exploring the substellar temperature regime down to ~550K|orrialdeak=320–333|abizena2=Pinfield|abizena3=Leggett|abizena4=Tamura|abizena5=Lucas|abizena6=Homeier|abizena7=Day-Jones|abizena8=Jones|abizena9=Clarke|izena2=D. J.|izena3=S. K.|izena4=M.|izena5=P. W.|izena6=D.|izena7=A.|izena8=H. R. A.|izena9=J. R. A.|data=2008-11-21|url=http://arxiv.org/abs/0806.0067|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=1|zenbakia=391|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
|00<sup>h</sup> 34<sup>m</sup> 02.77<sup>s</sup>
−00° 52′ 06.78″
|Cetus
|2007
|-
|Lehena Y espektroarekin
|[[CFBDS0059]]<ref name=":13" />
|~Y0
|00<sup>h</sup> 59<sup>m</sup> 10.83<sup>s</sup>
−01° 14′ 01.3″
|Cetus
|2008; T9 nano bat bezala ere sailkatzen da, beste t nano batzuekin duen antz handiagatik.<ref name=":16" />
|-
|X izpien lehen igorlea
|[[ChaHα1]]
|M8
|11<sup>h</sup>07<sup>m</sup>46.09<sup>s</sup>
-77º40'08.91<nowiki>''</nowiki>
|[[Chamaeleon (konstelazioa)|Chamaeleon]]
|1998
|-
|X izpien lehen erupzioa
|[[LP 944-20]]
|M9V
|03<sup>h</sup>39<sup>m</sup>35.22<sup>s</sup> −35°25'44.1"
|[[Fornax (konstelazioa)|Fornax]]
|1999
|-
|Lehen igorpen erradioelektrikoa (zuzian eta kieszentzian)
|[[LP 944-20]]
|M9V
|03<sup>h</sup>39<sup>m</sup>35.22<sup>s</sup> −35°25'44.1"
|Fornax
|2000<ref name=":14" />
|-
|Irratia igortzen duen nano marroirik hotzena
|[[2MASSI J10475385+2124234]]
|T6.5
|10<sup>h</sup>47<sup>m</sup>53.85<sup>s</sup> +21°24'23.4"
|[[Leo (konstelazioa)|Leo]]
|900K-ko nano marroia 2,7 mJy-ko boladarekin<ref>{{Erreferentzia|izena=Matthew|abizena=Route|izenburua=The Arecibo Detection of the Coolest Radio-flaring Brown Dwarf|orrialdeak=L22|abizena2=Wolszczan|izena2=Alex|data=2012-03-10|url=http://arxiv.org/abs/1202.1287|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=747|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/747/2/L22|sartze-data=2021-06-07}}</ref>
|-
|Nano marroi baten lehen aurora potentzialak aurkituta
|[[LSR J1835+3259]]
|M8.5
|18<sup>h</sup> 35<sup>m</sup> 37.90<sup>s</sup>
+32° 59′ 54.59″
|Lyra
|2015
|-
|Nano marroi baten errotazio diferentzialaren lehen detekzioa
|[[TVLM 513-46546]]
|M9
|15<sup>h</sup>01<sup>m</sup>08.3<sup>s</sup> +22°50'02"
|[[Boötes (konstelazioa)|Boötes]]
|Ekuadoreak poloak baino azkarrago biratzen du 0,022 erradian/eguneko
|}
{| class="wikitable" style="text-align:center;"
|+Muturren taula
!Errekorra
!Izena
!Espektru
mota
!RA/Dec
!Konstelazioa
!Oharrak
|-
|Zaharrena
|[[COCONUTS-1B]]
|T4
|03<sup>h</sup>55<sup>m</sup>56<sup>s</sup>53

+45º25'06.2<nowiki>''</nowiki>
|[[Perseus (konstelazioa)|Perseus]]
|adinaren estimazio ona duen adibide bakanetako bat: {{Val|7.3|2.8|1.6}} [[Gigaurte|mila milioi urte]]<ref name=":17" />
|-
|Gazteena
|[[2M1207]]
|M8
|12<sup>h</sup>07<sup>m</sup>33.47<sup>s</sup> −39°32'54.0"
|[[Centaurus (konstelazioa)|Centaurus]]
|hautagai "gazteenetako" bat ~ 10 [[milioi urte]]<ref name=":18" />
|-
|Masiboena
|SDSS J010448.46+153501.8<ref name="zhang2017">{{Cite journal|bibcode=2017MNRAS.468..261Z|doi=10.1093/mnras/stx350|volume=468|pages=261|title=Primeval very low-mass stars and brown dwarfs - II. The most metal-poor substellar object|last4=Lodieu|first6=Yakiv V.|last6=Pavlenko|first5=Hugh R. A.|last5=Jones|first4=Nicolas|last3=Pinfield|first3=David J.|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|first2=Derek|last2=Homeier|first1=ZengHua|last1=Zhang|arxiv=1702.02001|date=2017-06-11|issue=1|s2cid=54847595}}</ref>
|usdL1.5
|01<sup>h</sup>04<sup>m</sup>48.46<sup>s</sup> +15°35'01.8"
|[[Pisces (konstelazioa)|Pisces]]
|distantzia ~ 180-290 pc da, masa ~ 88,5-91,7 M<sub>J</sub> da. Trantsizioko nano marroiak.
|-
|Metaletan aberatsa
|
|
|
|
|
|-
|Metaletan pobre
|SDSS J010448.46+153501.8
|usdL1.5
|01<sup>h</sup>04<sup>m</sup>48.46<sup>s</sup> +15°35'01.8"
|Pisces
|distantzia ~ 180-290 pc da, metalikotasuna ~ 0,004 [[Metaltasun|Z<sub>Sol</sub>]] da. Trantsizioko nano marroiak.
|-
|Masa gutxiena
|[[OTS 44]]
|M9.5
|11<sup>h</sup>10<sup>m</sup>11.5<sup>s</sup>

−76°32′13″
|[[Chamaeleon (konstelazioa)|Chamaeleon]]
|11,5-15 M<sub>J</sub>-ko masa tartea du, distantzia ~ 550 ly da.
|-
|Handiena
|2MASS J04510093-3402150
|L0.5
|4<sup>h</sup> 51<sup>m</sup> 0.93<sup>s</sup>

−34° 2′ 15″
|[[Caelum (konstelazioa)|Caelum]]
|
|-
|Txikiena
|[[WISE 1405+5534]]
|Y0 pec
|14<sup>h</sup> 5<sup>m</sup> 18.27<sup>s</sup>

55° 34′ 21.22″
|[[Ursa Major]]
|
|-
|Errotazio azkarrena
|[[2MASS J03480772−6022270]]
|T7
|03<sup>h</sup>48<sup>m</sup>07.72<sup>s</sup> –60°22'27.1"
|[[Reticulum]]
|Errotazio-aldia {{val|1.080|0.004|0.005}}<ref name="Tannock2021">{{cite journal|doi=10.3847/1538-3881/abeb67|volume=161|page=224|title=Weather on Other Worlds. V. The Three Most Rapidly Rotating Ultra-cool Dwarfs|last5=Gagné|issue=5|date=March 2021|journal=The Astronomical Journal|last6=Burgasser|first6=Adam|first5=Jonathan|display-authors=etal|last4=Miles-Páez|first4=Paulo A.|last3=Heinze|first3=Aren|last2=Metchev|first2=Stanimir|last1=Tannock|first1=Megan E.|arxiv=2103.01990}}</ref>
|-
|Urrunena
|KMT-2016-BLG-2142 b
|
|17<sup>h</sup>52<sup>m</sup>26.880<sup>s</sup>

-29º23'04.42<nowiki>''</nowiki>
|[[Sagittarius (konstelazioa)|Sagittarius]]
|KMT-2016-BLG-2142 b-k (mikrolentea) 5.850-8.020 parsec arteko distantzia du.
|-
|Gertuena
|[[Luhman 16]]
|A:L7.5
B:T0.5±1
|10<sup>h</sup> 49<sup>m</sup> 18.723<sup>s</sup>

−53° 19′ 09.86″
|[[Vela (konstelazioa)|Vela]]
|Distantzia: ~6.5 ly
|-
|Argitsuena
|DENIS J104814.6-395606
|M8.5V
|10<sup>h</sup>48<sup>m</sup>14.573<sup>s</sup>

-39º56'06.843<nowiki>''</nowiki>
|[[Antlia (konstelazioa)|Antila]]
|jmag=12.67
|-
|Ahulena
|L 97-3B
|Y1
|08<sup>h</sup> 06<sup>m</sup> 53.736<sup>s</sup>

−66° 18′ 16.74″
|[[Volans (konstelazioa)|Volans]]
|jmag=25.42
|-
|Beroena
|
|
|
|
|
|-
|Hotzena
|[[WISE 0855−0714]]<ref>{{Cite web|url=http://www.nasa.gov/jpl/wise/spitzer-coldest-brown-dwarf-20140425/#.U1xsD1VdU1I|title=NASA's Spitzer and WISE Telescopes Find Close, Cold Neighbor of Sun|date=2015-02-18}}</ref>
|Y4
|08<sup>h</sup> 55<sup>m</sup> 10.83<sup>s</sup>
−07° 14′ 42.5″
|[[Hydra (konstelazioa)|Hydra]]
|Tenperatura −48tik −13 Cº ra
|-
|Dentsoena
|[[COROT-3b]]<ref>{{cite web|url=http://www.esa.int/esaCP/SEM9E91YUFF_index_0.html|title=ESA Portal – Exoplanet hunt update|publisher=Esa.int|access-date=2013-03-16}}</ref>
|
|19<sup>h</sup> 28<sup>m</sup> 13.2642<sup>s</sup>
+00° 07′ 18.6143″
|[[Aquila (konstelazioa)|Aquila]]
|COROT-3b iragaitzazko nano marroiak 22 M<sub>J</sub> ditu eta Jupiterrenaren 1,01 ± 0,07 diametroa. Baldintza normaletan osmioa baino pixka bat dentsoagoa da.
|-
|Dentsitate gutxiena
|
|
|
|
|
|}

== Argazkiak ==
<gallery>
Fitxategi:BrownDwarf-Illustration.jpg|Nano marroiaren ilustrazioa
Fitxategi:Brown dwarf.jpg
Fitxategi:PIA23684-BrownDwarfStar-Wind-SpitzerST-ArtistConcept-20200409.jpg
</gallery>

== Ikus, gainera ==

* [[Fusore (astronomia)]]
* [[Materia ilun]]a
* [[Exoplaneta]]

== Erreferentziak ==
{{erreferentzia_zerrenda|30em}}

== Kanpo estekak ==
{{autoritate kontrola}}

[[Kategoria:Nano marroiak]]
[[Kategoria:Izar motak]]
[[Kategoria:Planeta motak]]