On a depuis posé des bornes sévères sur la masse des Macho , et il n'est plus possible d'expliquer l'existence de la matière noire avec des naines brunes . En réalité , les chercheurs s'en doutaient , car la nucléosynthèse primordiale pendant les trois premières minutes de l'univers , via l'abondance du deutérium cosmologique , nous avait déjà appris que la majorité de la matière noire ne pouvait pas exister sous forme de baryons . On sait toutefois , pour la même raison , qu'une partie des de l'univers primordial manquent à l'appel et pourraient donc bien se trouver , au moins en partie , dans des naines brunes . Au cours des années , on a continué à étudier ces astres aussi bien théoriquement que du point de vue observationnel . Deux des questions récurrentes à leur sujet sont probablement celles de la limite en masse au-delà de laquelle un astre fait partie des étoiles ( et non des naines brunes ) ainsi que de la limite en dessous de laquelle l'astre est une géante gazeuse . Les chercheurs s'accordent sur un point : 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 , s'y enclenchent . On trouve alors des masses comprises entre 75 et 80 fois la masse de Jupiter ( MJ ) , c'est-à-dire environ 0 , 07 masse solaire . En ce qui concerne le critère de distinction entre une géante gazeuse et une naine brune , les scientifiques utilisent généralement le seuil de 13 MJ . Des réactions de fusion temporaires , en l'occurrence celle du , peuvent alors se produire , comme celle du lithium à partir de 65 MJ . 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 qui entre en jeu est similaire à celui qui existe dans les , à savoir la pression de dégénérescence d'un gaz d'électrons .