褐色矮星
GD 165B がL型褐色矮星の原型であるのと同様に、グリーゼ229BはT型という新しいスペクトル分類の原型である。L型矮星の近赤外線スペクトルが H2O と一酸化炭素 (CO) による強い吸収バンドを見せる一方、グリーゼ229Bの近赤外線スペクトルはメタン (CH4) の吸収バンドで占められている。この特徴は、太陽系の巨大ガス惑星とタイタンでのみ見られるものである。CH4、H2O と水素分子 (H2) の衝突誘起吸収によって、グリーゼ229Bの近赤外線での色は短波長側が強くなっている。また可視光線の赤い波長でのスペクトルの傾きは急であり、L型矮星を特徴付ける FeH と CrH が欠けている。代わりに、アルカリ金属のナトリウムとカリウムに由来する非常に広い吸収の特徴の影響を受けている。これらの違いを受け、J.
Y型の分類に何が含まれるべきかについては議論がある。Y型褐色矮星は、T型よりもさらに低温であると考えられている。この分類の天体はモデル化されてはいるものの 、原型である天体が分かっている、よく定義されたスペクトルの配置は存在しない。
2009年、非常に低温な褐色矮星が 500-600 K の有効温度を持っていると推定され、これらにはスペクトル分類として T9 が与えられた。これらの天体は、CFBDS J005910.90–011401.3(英語版)、ULAS J133553.45+113005.2(英語版)、ULAS J003402.77−005206.7(英語版) である。これらの天体のスペクトルは、1.55 マイクロメートル周辺に極大を持っている。Philippe Delorme らによる研究では、このスペクトルの特徴はアンモニアの吸収に起因することが示唆された。またこの特徴の有無がT型とY型の遷移の指標とされ、これらの天体は Y0 型とされた。しかし、この特徴は水とメタンの吸収との区別が難しく、別の研究者らは Y0 の分類を与えたのは時期尚早であると述べている。
2010年4月、新しく発見された超低温の2つの準褐色矮星 UGPS 0722-05 と SDWFS 1433+3 が、スペクトル型 Y0 の原型となる天体として提案された。
2011年2月に Kevin Luhman らは論文で、近傍の白色矮星の伴星である、温度が 300 K、質量が木星の7倍の「褐色矮星」の発見を報告した。この天体は質量としては惑星ではあるが、David R. Rodriguez らはこの天体は惑星と同様の過程では形成されなかっただろうと指摘している。
現在国際天文学連合 (IAU) では、重水素の熱核融合の限界質量である13木星質量を超える天体を褐色矮星、一方でこれより軽い質量を持つもの (かつ恒星もしくは恒星の残骸を公転しているもの) を惑星とみなしている。
13木星質量という質量の境界は物理的に正確な意味を持つものではなく、経験則に基づくものである。より大きな天体は自らが持つ重水素のほとんどを燃焼し、小さいものはわずかしか燃焼しない。そして13木星質量という値はその中間に位置している。燃焼に使われる重水素の量は、天体の組成、特にヘリウムと重水素の存在量に依存する。さらに、大気の不透明度(英語版)を決め、結果として輻射冷却率を決めている重元素の割合にも依存する。
太陽系外惑星のデータをまとめているウェブサイトでは、褐色矮星とされる質量の範囲の天体も一部掲載されている。例として、太陽系外惑星エンサイクロペディアは25木星質量の天体までを掲載しており、Exoplanet Data Explorer では24木星質量の天体までを掲載している。
褐色矮星の可能性がある天体を低質量の恒星と区別するためにリチウムを用いる手法は「リチウムテスト」と呼ばれる。これは、天体のスペクトル中にリチウムの吸収線が見られるか否かでその天体が褐色矮星であるか否かを判別する手法である。リチウムは、ビッグバンの際に水素やヘリウムとともに合成されて宇宙に広く存在するため初期の星にも含まれる元素であるが、軽水素核融合が起きる温度(3×10K)よりも低い温度(2.5×10K)で核融合反応が起こってヘリウムに変わるため、軽水素核融合が起こるような通常の恒星では星内部の対流によって星全体のリチウムが短期間で消費し尽くされており、リチウムのスペクトルは見られない。従ってこのスペクトルが見られる場合、その天体は褐色矮星である可能性が高い。この手法は、Rafael Rebolo、Eduardo Martín、Antonio Magazzu によって考案された。しかし、非常に若い恒星ではリチウムが燃焼し切るための十分な時間が経過していないため、リチウムが見られる。
太陽のようにより重い恒星でも、外層にリチウムを含んでいる場合がある。これは外層はリチウム燃焼を起こすほど高温にならず、また対流層がリチウムが急速に消費される核と混合しないことによる。ただしこれらの大きな恒星の場合は、そのサイズと光度の違いから、褐色矮星と区別するのは容易である。
対照的に、褐色矮星の中でも大きな質量を持つものは、年齢が若いうちにリチウムを消費するのに十分な高温になることができる。質量が木星の65倍よりも重い褐色矮星では、年齢が5億歳の段階までにリチウムを燃焼させることができる。そのため、リチウムテストによる判定は完璧ではない。
Davy Kirkpatrick はHバンドとKバンドにメタンの吸収が見られる天体に対してT型というスペクトル分類を提案した。
2013年時点で、355個のT型褐色矮星の存在が知られている。T型矮星の近赤外線での分類方法は、後に Adam Burgasser と Tom Geballe によって改良されている。理論的な研究では、L型矮星は非常に低質量の恒星と亜恒星天体 (褐色矮星) の両方が混在している一方、T型矮星のクラスは全てが褐色矮星で構成されていることが示唆されている。
T型矮星のスペクトルの緑色の部分でナトリウムとカリウムの吸収が起きているため、人間の視覚での実際の見た目は褐色ではなく、マゼンタに見えるだろうと推定される。WISE J031624.35+430709.1 (WISE 0316+4307) などのT型褐色矮星は、太陽から100光年以遠にわたる範囲で検出されている。