Une étude, dont les résultats ont été publiés sur arxiv.org, met en évidence une séparation nette entre les naines brunes et les étoiles de faible masse sur la séquence principale: en effet, «il n'y aurait pas ou très peu d'étoiles dont les températures sont inférieures à 2.100 K environ, et pas ou très peu de naines brunes dont les températures sont supérieures à 1.800 K environ».

Les naines brunes sont des astres «trop massifs pour être des géantes gazeuses comme Jupiter, mais pas assez pour être considérés comme des étoiles». Afin de bien les définir, il est important, par exemple, de connaître «la limite en masse au-delà de laquelle un astre fait partie des étoiles (et non des naines brunes)» et «la limite en dessous de laquelle l’astre est une géante gazeuse».

On sait déjà que «ce qui différencie une étoile d’une naine brune est le fait qu’elle est suffisamment massive pour que des réactions de fusion thermonucléaire durables, comme celles décrites par la chaîne proton-proton ou le cycle de Bethe-Weizsäcker, s’y enclenchent», ce qui donne des «masses comprises entre 75 et 80 fois la masse de Jupiter (MJ), c'est-à-dire environ 0,07 masse solaire».

Comme critère de distinction entre une géante gazeuse et une naine brune, le seuil de 13 MJ est généralement utilisé: en effet, «des réactions de fusion temporaires, en l’occurrence celle du deutérium, peuvent alors se produire, comme celle du lithium à partir de 65 MJ».

De plus, pour «des naines brunes assez massives, on considère aussi que la pression qui s’oppose à la contraction de l’astre a une origine physique différente de celle que l’on trouve dans une géante gazeuse» (le phénomène similaire à celui qui existe dans les naines blanches, correspond à la pression de dégénérescence d’un gaz d’électrons), ce qui conduit «à l’établissement d’un analogue du diagramme de Hertzsprung-Russell pour les naines brunes».

Ce phénomène, qui implique qu'une naine brune se contracte lorsqu’on lui ajoute de la masse alors qu’une étoile augmente de taille, a permis de mettre clairement en évidence la différence entre étoiles et naines brunes. Cette propriété aboutit surtout à ce que le rayon d’une étoile décroît avec la température, alors qu'il augmente chez les naines brunes.

En résumé, «en dessous d’une valeur de 2.100 K, il apparaît un vide aussi bien dans la population des naines brunes que des étoiles de faible masse». Ensuite, «on commence à trouver des naines brunes, dont le rayon augmente au fur et à mesure que les étoiles ont des températures de plus en plus basses».

Si «ce brusque vide dans la distribution des étoiles de faible masse avait été prédit théoriquement», avec cette étude, on dispose aujourd'hui «de valeurs précises pour évaluer les caractéristiques des étoiles les moins massives, c'est-à-dire quand se termine la séquence principale pour ces étoiles»: la matérialisation de cette limite est représentée par l’étoile 2MASS J0513-1403, dont la température est de 2.100, K, le rayon 8,7 % de celui du Soleil et la luminosité 1/8.000 de celle de notre étoile.