b'\n_START_ARTICLE_\nRuskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6\n_START_PARAGRAPH_\nRuskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 on taivaankappale, joka on massaltaan ja ominaisuuksiltaan kaasumaisen j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetan ja t\xc3\xa4hden v\xc3\xa4lill\xc3\xa4. Ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 on er\xc3\xa4\xc3\xa4nlainen ep\xc3\xa4onnistunut t\xc3\xa4hti, jonka ydinreaktiot lakkaavat melko pian t\xc3\xa4hden syntym\xc3\xa4n j\xc3\xa4lkeen. T\xc3\xa4m\xc3\xa4n j\xc3\xa4lkeen ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 himmenee ja viilenee vanhetessaan lopulta n\xc3\xa4kym\xc3\xa4tt\xc3\xb6miin. Ruskeita k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4 raskaammat kohteet ovatkin t\xc3\xa4hti\xc3\xa4, mm. punaisia k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4. N\xc3\xa4m\xc3\xa4 pystyv\xc3\xa4t k\xc3\xa4ytt\xc3\xa4m\xc3\xa4\xc3\xa4n fuusioreaktioissaan tavallista vety\xc3\xa4 kun taas ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 vain deuteriumia. Ruskeita k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4 hieman kevyemm\xc3\xa4t yksin\xc3\xa4iset avaruuden kohteet ovat ruskeita alik\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4 tai t\xc3\xa4htienv\xc3\xa4lisi\xc3\xa4 planeettoja. Niinp\xc3\xa4 ruskean k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6n massa on noin 13\xe2\x80\x9375 Jupiterin massaa. Ruskeat k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t ovat t\xc3\xa4hdeksi viileit\xc3\xa4, niiden pintal\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila suunnilleen 300\xe2\x80\x932\xc2\xa0600\xc2\xa0K. Ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 s\xc3\xa4teilee paljon infrapunaa. Ruskeat k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t jaetaan tyyppeihin M, L, T ja Y viilenev\xc3\xa4n l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tilan mukaan._NEWLINE_Ruskeita k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4 arvellaan olevan runsaasti maailmankaikkeudessa ja niit\xc3\xa4 pidet\xc3\xa4\xc3\xa4n er\xc3\xa4\xc3\xa4n\xc3\xa4 pime\xc3\xa4n aineen alalajeista. T\xc3\xa4st\xc3\xa4 huolimatta n\xc3\xa4iden havaitseminen on vaikeaa, koska ne ovat niin himmeit\xc3\xa4. Joiltain ruskeilta k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6ilt\xc3\xa4 on l\xc3\xb6ydetty planeettoja. Ruskeita k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4 hieman massiivisemmat t\xc3\xa4hdet ovat punaisia k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4. Teide 1 ja Gliese 229B ovat tunnettuja ruskeita k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4.\n_START_SECTION_\nEro t\xc3\xa4htiin verrattuna\n_START_PARAGRAPH_\nRuskeita k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4 kuvataan usein ep\xc3\xa4onnistuneiksi t\xc3\xa4hdiksi, mik\xc3\xa4 perustuu ajatukseen, ett\xc3\xa4 ne syntyv\xc3\xa4t samalla tavalla kuin t\xc3\xa4hdet, mutta niiden massa ei riit\xc3\xa4 fuusioreaktion yll\xc3\xa4pit\xc3\xa4miseen._NEWLINE_Ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 saattaa muistuttaa kehityksens\xc3\xa4 alussa t\xc3\xa4hte\xc3\xa4, jotka saavat energiansa fuusiosta. Tavalliset t\xc3\xa4hdet kuitenkin tuottavat energiaa fuusioimalla vety\xc3\xa4 pp-ketjussa ja hiilisykliss\xc3\xa4, jotka tapahtuvat vain eritt\xc3\xa4in korkeissa l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tiloissa. Ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 fuusioi litiumia ja/tai deuteriumia, joiden fuusioitumien tapahtuu alemmassa l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tilassa kuin vedyn fuusio._NEWLINE_Vedyn tai mink\xc3\xa4 tahansa aineen fuusioituminen vaatii riitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n tiheyden ja l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tilan. Mit\xc3\xa4 suurempimassainen t\xc3\xa4hti tai planeetta on, sit\xc3\xa4 tihe\xc3\xa4mpi ja kuumempi sen keskus yleens\xc3\xa4 on. Jos kappaleen massa on alle 11\xe2\x80\x9313 jupiterin massaa, deuteriuminkaan fuusioreaktio ei k\xc3\xa4ynnisty, ja kaasun kutistumisen tuloksena on ruskea alik\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6, t\xc3\xa4htienv\xc3\xa4linen planeetta tai j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetta. Niinp\xc3\xa4 ruskean k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6n massan yl\xc3\xa4raja 75\xe2\x80\x9384 Jupiterin massaa on pp-ketjun vaatima minimimassa, ja alaraja 11\xe2\x80\x9313 Jupiterin massaa deuteriumfuusion vaatima minimimassa._NEWLINE_Alle 84 Jupiterin massaisen t\xc3\xa4htim\xc3\xa4isen kaasupallon sisustassa on 3 miljoonaa astetta, joten vety ei syty pp-ketjuun. Litiumin fuusioituminen vaatii 2 miljoonaa astetta, joka saavutetaan yli 65 Jupiterin massaisessa  kaasupallossa. 65\xe2\x80\x9380 kertaa Jupiterin massainen t\xc3\xa4hti fuusioi litiuminsa alle 500 miljoonassa vuodessa. Massan ollessa alle 60 Jupiterin massaa, t\xc3\xa4hden ydinreaktiot lakkaavat 10 miljoonassa vuodessa. Vedyn fuusioraja riippuu kaasupallon alkuainekoostumuksesta. Vanhoissa t\xc3\xa4hdiss\xc3\xa4 on v\xc3\xa4hemm\xc3\xa4n fuusiota edist\xc3\xa4vi\xc3\xa4 vety\xc3\xa4 raskaampia alkuaineita. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in vanhat populaatio II:n t\xc3\xa4hdet syttyv\xc3\xa4t fuusioimaan vety\xc3\xa4 vasta 0,09 Auringon massassa, ja nuoret populaatio II:n t\xc3\xa4hdet jo 0,07 Auringon massassa._NEWLINE_Rakenteeltaan ruskeat k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t ovat t\xc3\xa4ysin konvektiivisia ja tasa-aineisia, eik\xc3\xa4 niist\xc3\xa4 ole erotettavissa oikeille t\xc3\xa4hdille tyypillisi\xc3\xa4 kerrosrakenteita. Ruskeilla k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6ill\xc3\xa4 ei ole my\xc3\xb6sk\xc3\xa4\xc3\xa4n j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen tyyppist\xc3\xa4 kiinte\xc3\xa4\xc3\xa4 ydint\xc3\xa4._NEWLINE_Ruskean k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6n tuntomerkki on usein alhainen l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila ja sen seurannaisilmi\xc3\xb6t. Koska ruskeat k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t ovat t\xc3\xa4hti\xc3\xa4 viile\xc3\xa4mpi\xc3\xa4, niiss\xc3\xa4 voi olla suuria m\xc3\xa4\xc3\xa4ri\xc3\xa4 molekyyleja, mik\xc3\xa4 n\xc3\xa4kyy kohteiden spektriss\xc3\xa4. Tavallisten t\xc3\xa4htien kaasukehiss\xc3\xa4 on vastaavasti suuria m\xc3\xa4\xc3\xa4ri\xc3\xa4 ioneja tai neutraaleja atomeja. Ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 erottuu t\xc3\xa4hdest\xc3\xa4 useimmiten siten, ett\xc3\xa4 siin\xc3\xa4 on suuria m\xc3\xa4\xc3\xa4ri\xc3\xa4 metaania jollaista pystyy olemaan melko alhaisissa l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tiloissa.\n_START_SECTION_\nEro planeettoihin verrattuna\n_START_PARAGRAPH_\nKoska planeetoilla ja ruskeilla k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6ill\xc3\xa4 voi olla hyvin samanlainen massa ja ilmakeh\xc3\xa4, ei aina ole selv\xc3\xa4\xc3\xa4 onko jokin kohde himme\xc3\xa4 ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 vai eksoplaneetta. T\xc3\xa4st\xc3\xa4 syyst\xc3\xa4 tutkijat eiv\xc3\xa4t ole p\xc3\xa4\xc3\xa4sseet yksimielisyyteen niiden v\xc3\xa4lisen eron m\xc3\xa4\xc3\xa4ritelm\xc3\xa4st\xc3\xa4. Toisen m\xc3\xa4\xc3\xa4ritelm\xc3\xa4n mukaan erotus tulisi tehd\xc3\xa4 kappaleen syntytavan mukaan ja toinen m\xc3\xa4\xc3\xa4ritelm\xc3\xa4 korostaa kappaleen sis\xc3\xa4ist\xc3\xa4 fysiikkaa. Ensin mainitun m\xc3\xa4\xc3\xa4ritelm\xc3\xa4n mukaan ruskeat k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t syntyv\xc3\xa4t tiivistym\xc3\xa4ll\xc3\xa4 valtavista molekyylipilvist\xc3\xa4 ja planeetat kasautumalla protoplanetaarisesta kiekosta._NEWLINE_J\xc3\xa4lkimm\xc3\xa4isen m\xc3\xa4\xc3\xa4ritelm\xc3\xa4n mukaan ruskeita k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4 ovat t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 pienemm\xc3\xa4t kappaleet, joiden todellinen massa on suurempi kuin deuteriumin l\xc3\xa4mp\xc3\xb6fuusioreaktion vaatiman massan alaraja. Nykyisen arvion mukaan t\xc3\xa4m\xc3\xa4 on noin 13 Jupiterin massaa. Kansainv\xc3\xa4lisen t\xc3\xa4htitieteellisen unionin eksoplaneettaty\xc3\xb6ryhm\xc3\xa4n vuonna 2001 julkaiseman ja 2003 p\xc3\xa4ivitt\xc3\xa4m\xc3\xa4n ty\xc3\xb6m\xc3\xa4\xc3\xa4ritelm\xc3\xa4n k\xc3\xa4ytt\xc3\xa4\xc3\xa4 ruskeista k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6ist\xc3\xa4 t\xc3\xa4t\xc3\xa4 m\xc3\xa4\xc3\xa4ritelm\xc3\xa4\xc3\xa4. Ty\xc3\xb6ryhm\xc3\xa4n m\xc3\xa4\xc3\xa4ritelm\xc3\xa4 ei ole riippuvainen siit\xc3\xa4 miten kyseinen taivaankappale on muodostunut tai miss\xc3\xa4 se sijaitsee._NEWLINE_Massojen tarkka mittaus on helpointa silloin, kun ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 kiert\xc3\xa4\xc3\xa4 toista t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 niin kuin Epsilon Indi b tai ruskealla k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6ll\xc3\xa4 on kiertolaisenaan planeettoja tai toinen ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6. Ruskeaa k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t\xc3\xa4 hieman kevyempi\xc3\xa4 kappaleita kutsutaan joskus ruskeiksi alik\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6iksi, jollaiset luokitellaan spektriluokkaan Y.\n_START_SECTION_\nHavaintohistoria\n_START_PARAGRAPH_\nEnsimm\xc3\xa4isten joukossa l\xc3\xb6ydetty ja ensimm\xc3\xa4isen\xc3\xa4 varmistettu ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 oli Gliese 229B, joka l\xc3\xb6ydettiin lokakuussa 2004 kiert\xc3\xa4m\xc3\xa4st\xc3\xa4 15 valovuoden et\xc3\xa4isyydell\xc3\xa4 olevaa Gliese 229 -t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 ja joka varmistettiin vuonna 1995. Sill\xc3\xa4 arvioidaan olevan 20\xe2\x80\x9350-kertainen Jupiterin massa. Sen j\xc3\xa4lkeen ruskeita k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4 on l\xc3\xb6ydetty useita satoja. Vuoteen 2011 menness\xc3\xa4 oli l\xc3\xb6ytynyt yhteens\xc3\xa4 noin 800 L- ja T-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t\xc3\xa4 ja yli 500 M-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t\xc3\xa4._NEWLINE_Vuonna 2011 julkaistussa tutkimuksessa kerrottiin Subaru- ja VLT-teleskooppien l\xc3\xb6yt\xc3\xa4neen vain noin kuuden Jupiterin massan painoisen ruskeaksi k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6ksi luokitellun taivaankappaleen. Se ei kierr\xc3\xa4 mit\xc3\xa4\xc3\xa4n t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 muttei my\xc3\xb6sk\xc3\xa4\xc3\xa4n yll\xc3\xa4pid\xc3\xa4 fuusiota.\n_START_SECTION_\nLuokittelu\n_START_PARAGRAPH_\nRuskeat k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t jaetaan luokkiin M, L, T ja Y. M on kuumin, Y kylmin.\n_START_SECTION_\nM-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t\n_START_PARAGRAPH_\nM-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t ovat kuumimpia ruskeita k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4. Niiden spektriluokka on M6.5 tai my\xc3\xb6h\xc3\xa4isempi. N\xc3\xa4it\xc3\xa4 kutsutaan my\xc3\xb6s "my\xc3\xb6h\xc3\xa4isiksi M-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6iksi". Vuonna 1995 Pleijadien t\xc3\xa4htijoukosta l\xc3\xb6ydetty ensimm\xc3\xa4inen varmistettu ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 Teide 1 on ulosp\xc3\xa4in luokan M8 t\xc3\xa4hti, jonka absoluuttinen kirkkaus on 12.38. Et\xc3\xa4isyys maasta 400 valovuotta. Massa 0.052+-0.015 auringon massaa, s\xc3\xa4de noin 0,21 auringon s\xc3\xa4dett\xc3\xa4, luminositeetti 0.001 aurinkoa. Kohteen pintal\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila 2\xc2\xa0600\xc2\xa0K. Ik\xc3\xa4 arviolta 120 miljoonaa vuotta. Plejadeissa on my\xc3\xb6s Teide 1:n kanssa samaan aikaan 1995 l\xc3\xb6ydetyt Calar 3 ja PPL 15. OTS 44 on hyvin pieni ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6, jolla on ymp\xc3\xa4rill\xc3\xa4\xc3\xa4n kaasu- ja p\xc3\xb6lykiekko.\n_START_SECTION_\nL-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t\n_START_PARAGRAPH_\nL-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6n pintal\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila on noin 1200/1350-2000/2200 K. Spektriss\xc3\xa4 n\xc3\xa4kyy metallihydridej\xc3\xa4 mm FeH ja neutraaleja alkalimetalleja mms NaI. K\xc3\xa4yt\xc3\xa4nn\xc3\xb6ss\xc3\xa4 ei lainkaan TiO, VO. L-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6n v\xc3\xa4ri-indeksi V-I on yli 4,5 ja absoluuttinen kirkkaus alle +18. L-luokan kohteita ovat Cha 110913-773444, DEN 0255-4700, VW Hyi, 2MASS 1507-1627, 2MASSW J0746425+2000321 B ja er\xc3\xa4s L-alik\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 on LSR 1610-0040.\n_START_SECTION_\nT-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t\n_START_PARAGRAPH_\nT-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6n pintal\xc3\xa4mp\xc3\xb6tilat ovat alle noin 700\xe2\x80\x931\xc2\xa0350\xc2\xa0K. N\xc3\xa4m\xc3\xa4 tunnetaan metaanin spektriviivoista. Niiden massa on ehk\xc3\xa4 alle 50 Jupiterin massaa. Tunnettu ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 Gliese 229B on "hyvin kylm\xc3\xa4" T6.5-spektriluokan k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 noin 900\xe2\x80\x93950 K l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tiloineen. Kohteessa on metaania. Sen massa on 30\xe2\x80\x9340 Jupiterin massaa, s\xc3\xa4de 0,9 Jupiterin s\xc3\xa4dett\xc3\xa4 ja ik\xc3\xa4 2\xe2\x80\x934 miljardia vuotta. Luminositeetti 0.00032 aurinkoa, s\xc3\xa4de suunnilleen sama kuin Jupiterin s\xc3\xa4de. Epsilon Indi Bab on ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6pari luokkaa T._NEWLINE_Kylmempi\xc3\xa4kin on havaittu, esimerkiksi 2MASS 0415-0935 on T8-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6, jonka l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila on 700 K ja kirkkaus 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb6 Auringon kirkkautta. Siten se on himmeimpi\xc3\xa4 ruskeita k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4. Orionin sumussa kelluu monia hyvin pienimassaisia ruskeita k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4, melkein kuin planeettoja, joista er\xc3\xa4\xc3\xa4n S Ori 70:n massa lienee 2\xe2\x80\x938 Jupiterin massaa. N\xc3\xa4m\xc3\xa4 lukeutuvat tietenkin T-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6iksi, jos niit\xc3\xa4 ei lasketa kelluviksi eksoplaneetoiksi.\n_START_SECTION_\nY-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t\n_START_PARAGRAPH_\nKylmimpien ruskeiden k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6iden neli Y-kohteiden pintal\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila on alle 500 K, jopa alle 300 K eli 27 \xc2\xb0C, t\xc3\xa4ll\xc3\xb6in Y-kohteen l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila voi olla l\xc3\xa4hell\xc3\xa4 Maassa vallitsevia l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tiloja. Luokan Y kohteita luonnehtii spektriss\xc3\xa4 esiintyv\xc3\xa4 ammoniakki. Yht\xc3\xa4\xc3\xa4n varsinaista ruskeaa alik\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t\xc3\xa4 ei ole todistettavasti havaittu, vaan kaikki l\xc3\xb6ydetyt Y-kohteet ovat hyvin kylmi\xc3\xa4 ruskeita k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6it\xc3\xa4. Vertailun vuoksi esimerkiksi Jupiterin l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila on noin 100 K ja Maan keskil\xc3\xa4mp\xc3\xb6 298 K. WISE 1541-2250 on Y0-k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6, jonka l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila on 350 K.\n_START_SECTION_\nPlaneettaj\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4t\n_START_PARAGRAPH_\nJoillain ruskeilla k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6ill\xc3\xa4 on ymp\xc3\xa4rill\xc3\xa4\xc3\xa4n planeettoja tai erilaisia kaasukiekkoja, joiden ajatellaan yleens\xc3\xa4 liittyv\xc3\xa4n planeettakuntien syntyyn ja kehitykseen._NEWLINE_Ruskean k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6n planeetat voivat olla teoriassa elinkelpoisia sen aikaa, kun ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 pysyy kyllin kirkkaana. Jotta planeetan pinnalla olisi el\xc3\xa4m\xc3\xa4\xc3\xa4, sill\xc3\xa4 on oltava kaasukeh\xc3\xa4, hyvin l\xc3\xa4hell\xc3\xa4 ruskeaa k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t\xc3\xa4 ei voi olla planeettoja, koska vuorovesivoimat hajottavat planeetat niin sanotun Rochen rajan sis\xc3\xa4puolella. Kylm\xc3\xa4 ja himme\xc3\xa4 300K ruskea k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 l\xc3\xa4mmitt\xc3\xa4\xc3\xa4 vain Rochen rajan sis\xc3\xa4puolella l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tiloihin jossa voi olla el\xc3\xa4m\xc3\xa4lle v\xc3\xa4ltt\xc3\xa4m\xc3\xa4t\xc3\xb6nt\xc3\xa4 nestem\xc3\xa4ist\xc3\xa4 vett\xc3\xa4. T\xc3\xa4st\xc3\xa4 huolimatta paikallista el\xc3\xa4m\xc3\xa4\xc3\xa4 ruskean k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6n planeetan pinnalla voi olla mm vulkaanisen l\xc3\xa4mm\xc3\xb6n auttamana._NEWLINE_Elinkelpoinen planeetta voi kiert\xc3\xa4\xc3\xa4 2\xe2\x80\x933 Rochen s\xc3\xa4teen p\xc3\xa4\xc3\xa4ss\xc3\xa4 noin 30 Jupiterin massaista ruskeaa k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t\xc3\xa4 miljardeja vuosia. tarkemmin 4 miljardia vuotta 40 Jupiterin massaista ruskeaa k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t\xc3\xa4 ja 10 miljardia vuotta 70 jupiterin massaista ruskeaa k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t\xc3\xa4. Joidenkin mukaan meid\xc3\xa4n kaltaisemme nukleiinihappopohjaisen el\xc3\xa4m\xc3\xa4n synty ruskean k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6n ymp\xc3\xa4rille olisi harvinaisempaa, koska viileist\xc3\xa4 esiplanetaarisista kiekoista on havaittu v\xc3\xa4hemm\xc3\xa4n vetysyanidia, joka on adeniini-nimisen nuklaiinihapon l\xc3\xa4ht\xc3\xb6aine_NEWLINE_Esimerkki nuoresta ruskeasta k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6st\xc3\xa4 on 2M J044144, jonka massa on 20 jupiterin massaa eli 0,02 Auringon massaa. T\xc3\xa4t\xc3\xa4 noin miljoonan vuoden ik\xc3\xa4ist\xc3\xa4 kohdetta kiert\xc3\xa4\xc3\xa4 noin 24 AU p\xc3\xa4\xc3\xa4ss\xc3\xa4 kappale, joka on joko ruskea alik\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6 tai planeetta. Kohteen massa on 5\xe2\x80\x9310 jupiterin massaa. Niinp\xc3\xa4 kohde on tavallaan hyvin kevyt kaksoist\xc3\xa4hti. Planeetan synty ei selity monien planeettojen synnyn selitt\xc3\xa4v\xc3\xa4ll\xc3\xa4 perinteisell\xc3\xa4 aineen kasautumisteorialla, vaan kohde on joko tiivistynyt t\xc3\xa4htienv\xc3\xa4lisest\xc3\xa4 pilvest\xc3\xa4 tai ruskeaa k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6t\xc3\xa4 ymp\xc3\xa4r\xc3\xb6iv\xc3\xa4st\xc3\xa4 ainekiekosta.'