The observational properties of brown dwarfs pose challenges to the theory of star formation. Because their masses are much smaller than the typical Jeans mass of interstellar clouds, brown dwarfs are most likely formed through secondary fragmentation processes, rather than through the direct collapse of a molecular cloud core. In order to prevent substantial post-formation mass accretion, young brown dwarfs must leave the high-density formation regions in which they form. We propose here that brown dwarfs are formed in the optically thin outer regions of circumbinary disks. Through post-formation dynamical interaction with their host binary stars, young brown dwarfs are either scattered to large distance or removed, with modest speed, from their cradles.

Las propiedades de las enanas marrones presentan problemas para la teoría de la formación estelar. Como sus masas son mucho menores que la masa de Jeans de las nubes interestelares, las enanas marrones se forman probablemente por fragmentación secundaria, y no por el colapso directo del núcleo de la nube molecular. Para evitar la acreción de masa posterior, las jóvenes enanas marrones deben salir de las regiones de alta densidad donde se formaron. Proponemos que las enanas marrones se forman en las regiones externas, ópticamente delgadas, de los discos circunbinarios. Las interacciones dinámicas subsecuentes con sus binarias causan que las enanas marrones sean dispersadas a grandes distancias, o que escapen del sistema a baja velocidad.