褐色矮星（かっしょくわいせい、）とは、その質量が木星型惑星より大きく、赤色矮星（低質量星）より小さな超低質量天体の分類である。軽水素 (H) の核融合を起こすには質量が小さすぎるために恒星になることができない亜恒星天体の分類の一つである。
概要 thumb|300px|褐色矮星と恒星、惑星の大きさの比較。左から太陽 (主系列星)、グリーゼ229A (主系列星)、Teide 1 (褐色矮星)、グリーゼ229B (褐色矮星)、WISE 1828+2650 (褐色矮星)、木星 (惑星)。
原始星において、軽水素の核融合を持続するためには核の温度が 300万–400万 K を超えなければならず、そのためには最低でも太陽のおよそ 8% 以上 (木星質量の 75–80 倍以上) の質量が必要である。それ以下の質量しか持たない天体では軽水素による核融合反応を維持できないが、軽水素よりも低温で核融合を起こす重水素 (H) の核融合やリチウム (Li) の燃焼は、より低い質量でも起こりうる。重水素核融合に必要な質量はおよそ13木星質量以上、リチウム燃焼に必要な質量はおよそ65木星質量以上と考えられている。すなわち、褐色矮星の質量はおおむね木星質量の13倍から 75–80 倍（およそ から ）までの、最も重い巨大ガス惑星と最も軽い恒星の間の範囲である。これよりも軽い質量を持つ天体には、準褐色矮星、あるいは自由浮遊惑星と呼ばれるものがある。またこれよりもわずかに重い天体は、低質量の赤色矮星となる。なお、褐色矮星の基準に関しては、核融合反応があるかどうかよりも、その形成過程で定義するべきという議論も存在する。
褐色矮星では形成初期に重水素の核融合が発生するものの、重水素の存在比率は低いため核融合反応は短期間で停止し、そのまま冷却していくことになる。これが褐色矮星であり、分類上は恒星にも惑星にも入らない。褐色矮星の内部は全領域で対流が発生していると考えられ、層構造や深さによる化学組成の分化はしていない。
恒星はスペクトル分類によってクラス分けされるが、褐色矮星のスペクトル型は晩期M、L、T、Y型に分類される。その名前に反して、褐色矮星は褐色には見えない。多くの褐色矮星は人間の目にはマゼンタ色、もしくはオレンジ色や赤色に見えると思われる。褐色矮星は可視光線の波長では、あまり明るくない。
一般的に、恒星が星雲から誕生する際には、大質量星よりも小質量星の方が多く誕生する。この傾向が褐色矮星にまで延長して当てはめられるかどうか、低質量の褐色矮星が恒星よりも多数存在するかどうかについては互いに矛盾する観測結果が報告されており、星形成領域ごとに褐色矮星の誕生しやすさに差がある可能性も含めて、まだ結論は出ていない。
褐色矮星を公転する惑星質量天体が発見されており、例として2M1207bやがある。 2MASS J04414489+2301513については、その後の追加観測でも伴星候補が主星と共通の固有運動を持つことを支持する結果が得られている。 MOA-2007-BLG-192Lbについても、発見時には中心天体が褐色矮星である可能性が指摘されていたが、その後の高角分解能観測を用いた再解析では中心天体の質量は 0.28 ± 0.04 太陽質量と求められ、M型矮星であるとされた。
太陽系から6.5 光年の距離には、知られている中で太陽系に最も近い褐色矮星系 WISE J104915.57-531906.1 (Luhman 16) が存在する。この系は2つの褐色矮星からなる連星であり、2013年に発見された。HR 2562 b は NASA Exoplanet Archive では系外惑星として掲載されているが、質量の推定には幅があり、2016年には 30 ± 15 木星質量と推定された一方、2024年には 13.20 ± 5.25 木星質量、2025年には22木星質量未満との制約が得られている。近年の研究では、HR 2562 b は惑星と褐色矮星の境界付近にある亜恒星伴星として扱われている。
歴史
初期の理論的研究 現在「褐色矮星」(brown dwarfs) と呼ばれている天体の存在は、1960年代に Shiv S. Kumar によって理論的に予測された。Kumar は最も低質量の恒星の性質と水素燃焼の限界質量について研究し、0.07太陽質量よりも軽い種族Iの天体と0.09太陽質量より軽い種族IIの天体は通常の恒星のような進化をたどらず、完全に縮退した天体になるとした。また1963年には林忠四郎と中野武宣によって、水素燃焼を起こす最小質量について自己整合的な計算が行われ、種族Iの天体ではその下限が0.07–0.08太陽質量の間にあり、それより軽い天体は水素核融合を起こさず、高い電子縮退状態に向けて収縮することが示された。このような天体は当初は「黒色矮星」(black dwarf) と呼ばれていた。しかし、黒色矮星という名前は冷たい白色矮星を指す用語として既に使用されており、赤色矮星は水素燃焼を起こすこと、また褐色矮星はその一生の初期段階では可視光線の波長で明るくなる可能性があると考えられた。Universe Today は、褐色矮星の名称をめぐって "planetar" や "substar" などの案もあったとしている。1975年にが近似的な色として "brown" を用い、"brown dwarfs" という名称で呼ぶことを提案した。この brown は実際の色そのものを示しているのではない。
黒色矮星という名称はその後も、有意な量の光を放射しなくなる段階まで冷却が進んだ白色矮星を指す言葉として使用され続けている。しかし最も軽い部類の白色矮星であっても、その温度にまで冷却するには現在の宇宙の年齢よりも長い時間が必要だと計算されている。そのため、このような天体はまだ存在しないと考えられている。
重水素核融合 1970年代には、0.012太陽質量程度以上の低質量天体では、進化の初期に重水素の核融合が起こることが理論的に示された。また1980年代には、褐色矮星の進化について、大気中のダストによる不透明度などを考慮した理論計算が進められた。しかしこのような天体は可視光をほとんど放射しないため、発見することが困難であった。褐色矮星が最も強く放射をする波長は赤外線であり、その当時の地上のはいかなる褐色矮星も確実に同定できるほどの感度は持っていなかった。
以降、様々な手法を用いた多数の探索によって褐色矮星が捜索されてきた。これらの手法には、散在星の周囲での多色撮像サーベイ、主系列星と白色矮星の暗い伴星の撮像サーベイ、若い星団のサーベイ観測、近接した伴星の視線速度からの探索などを含んでいる。
GD 165B とL型天体 何年にもわたって、褐色矮星を発見しようという試みは実りのないものであった。しかし1988年になって、白色矮星の赤外線での探査によって として知られていた天体に暗い伴星が発見された。伴星である GD 165B のスペクトルは非常に赤く奇妙なものであり、低質量の赤色矮星が示すであろう特徴を持っていなかった。GD 165B は、これまでに知られていた晩期M型矮星よりもずっと低温な天体に分類されるべきであるということが明確となった。この天体は、後に 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) によって似た色とスペクトルの特徴を示す天体が多数発見されるまでの10年程度の間、この種の特徴を示す唯一の天体であった。
当時、最も低温の矮星を発見することは重要なトピックだった一方で、GD 165Bを褐色矮星と分類するか、単なる超低質量星と分類するかには、両者を当時の観測では区別できなかったため議論を呼んだ。 今日では、GD 165B は現在「L型矮星」と呼ばれている天体の分類のプロトタイプであると認識されている。
Teide 1 - 最初期のM型褐色矮星 最初期に確認された褐色矮星は、スペインの天文学者 Rafael Rebolo、María Rosa Zapatero Osorio、Eduardo Martín によって1994年に発見された。プレアデス星団の中に発見されたこの天体は、Teide 1 という名前が付けられた。この天体の発見論文は1995年5月にネイチャー誌に投稿され、同年9月14日に出版された。ネイチャー誌はその号の表紙で "Brown dwarfs discovered, official" (褐色矮星が公式に発見された) と強調した。
Teide 1 は、 (IAC) のチームによって、1994年1月にの 80 cm 望遠鏡 (IAC 80) を用いて取得された画像の中から発見された。またこの天体のスペクトルは、ロケ・デ・ロス・ムチャーチョス天文台の 4.2 m ウィリアム・ハーシェル望遠鏡を用いて1994年12月に取得された。Teide 1 は若いプレアデス星団の一員であるため、距離、化学組成と年齢は推定することが可能である。この時点で最も先進的だった恒星と亜恒星天体の進化モデルを用いて、観測チームは Teide 1 の質量を 55 ± 15 木星質量と推定した。これは恒星となるための下限質量を下回るものである。この天体は、その後の若い褐色矮星に関連した研究における参考となった。
理論的には、約65木星質量よりも軽い褐色矮星は、一般にリチウムを熱核融合で燃焼することはできない。この事実は、低光度で低表面温度の天体が恒星ではないことを判断するために用いられるリチウムテストの原則の1つとなっている。
1995年11月にケック望遠鏡を用いて得られた高品質のスペクトルデータでは、670.8 nmのリチウムの吸収線が検出された。Teide 1 はプレアデス星団形成時のリチウム存在度を依然として保っていることが示され、核でリチウムの熱核融合が発生していないことが確認された。これらの観測によって Teide 1 が褐色矮星であることが確実となり、また分光観測でのリチウムテストの有効性を示すことにもなった。
しばらくの間、Teide 1 は直接観測によって同定された中では最も小さな太陽系外の天体であった。この天体の発見以降、2020年時点で1800個を超える褐色矮星が発見された。それらの中には、より地球に近く、12光年の太陽に似た恒星に重力的に束縛された褐色矮星の連星であるインディアン座ε星Ba と Bb、6.5光年の距離にある褐色矮星同士の連星系 WISE J104915.57-531906.1 がある。
グリーゼ229BとT型天体 - メタン矮星 1995年には、Teide 1に加えてグリーゼ229Bが褐色矮星として報告され、褐色矮星の研究は大きく進展した。グリーゼ229Bは、温度と光度が恒星が取りうる範囲よりも低いことが示された。また、中島紀らによる直接撮像と分光観測によって、スペクトルが恒星よりもむしろ木星に近い特徴を持つことが示された。
グリーゼ229Bの近赤外線のスペクトルには、2 µm付近にメタンの明瞭な吸収バンドが見られた。この特徴は、それまで巨大ガス惑星や土星の衛星タイタンの大気で知られていたもので、このスペクトルを見た観測者が第一声で「これは木星だ」と口にするほどだった。グリーゼ229Bに見られるような強いメタンの吸収は主系列星には見られない。1999年、Kirkpatrickらはグリーゼ229Bを原型として、メタンに支配されたスペクトルを示す新しいスペクトル型「T型」を提案した。なお、中島紀によれば、Tという文字には、この温度域でメタンの出現を予測していた辻隆（Tsuji）の頭文字も掛けられているという。
理論 褐色矮星の形成について、大別して5種類の理論が提唱されている。 巨大な原始星コアが崩壊した際に小質量な断片が形成されるも、潮汐せん断力によってこれらの断片は成長できずにそのまま褐色矮星となる 崩壊を起こしている原始星コアから、降着により成長する前に低質量の断片が放り出されて褐色矮星となる 崩壊を起こしている原始星コア内の低質量の断片が、周囲のガスを取り込もうとするも近傍の大質量星による電離放射によりガスが剝ぎ取られ、成長できずに褐色矮星となる 大質量星の星周円盤内にできた物質の小さな塊が放り出されて褐色矮星となる 乱流分子雲の重力崩壊で生じるコアの質量には大きな幅があり、最も質量の小さいコアから低質量星や褐色矮星が形成される このうち最後の乱流内でのコアの断片化は、他の説と比べても観測されているはるかに幅広い状況下で褐色矮星の存在を説明することができる一方、他の説も起こりうるがその明確な証拠は見つかっていない。
しかし、天体の質量が水素燃焼限界を下回る場合、中心温度は重力収縮によって上昇するものの、水素核融合によるエネルギー生成が表面からの放射損失を補えるほど高温になる前に、中心部で電子の縮退が進む。電子の縮退が進むと重力収縮による加熱が弱まり、中心温度はやがて低下に転じるため、恒星のような持続的な水素燃焼には至らない。褐色矮星の内部モデルでは、中心部の条件はおおよそ以下のように見積もられる。
このため、褐色矮星では恒星のような持続的な水素燃焼によって表面からの放射損失を補うことができない。質量によっては形成後の一時期に重水素やリチウムの核融合が起こるものの、その後は内部の熱エネルギーを放射しながら次第に冷却していく。
大質量の褐色矮星と低質量の恒星 リチウムテスト 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、天体のスペクトルにリチウムの吸収線が見られるかどうかを、恒星と褐色矮星を区別する指標として用いる手法である。リチウムは約2–2.5 Kで陽子との核反応によって消費され、この温度は持続的な水素核融合に必要な温度よりも低い。
恒星と褐色矮星の境界付近にある低質量天体は全対流であり、表面の物質と中心部の物質が効率的に混合される。このため、中心温度がリチウム燃焼に必要な温度に達する低質量星では、リチウムは次第に消費され、表面のスペクトルからもリチウムの吸収線が見られなくなる。一方、約0.06太陽質量より低質量の褐色矮星では中心温度がリチウム燃焼に必要な温度に達せず、形成時のリチウムが保持される。そのため、十分に低温・低光度の褐色矮星候補からリチウムの吸収線が検出されることは、その天体が恒星より低質量であることを示す強い証拠となる。この手法はRafael Rebolo、Eduardo Martín、Antonio Magazzùによって1992年に提案され、Magazzùら（1993年）が褐色矮星候補の観測に適用した。
ただし、非常に若い低質量星ではリチウムを十分に消費する時間が経過していないため、リチウムが検出される場合がある。また、褐色矮星の中でも比較的大質量のものは中心温度がリチウム燃焼に必要な温度に達し、形成時のリチウムを消費する。質量が約65木星質量を超える褐色矮星では、5億年程度までにリチウムを燃焼させることができる。したがって、リチウムの検出だけでは非常に若い低質量星を除外できず、逆にリチウムが検出されないことだけを理由に褐色矮星ではないと判断することもできない。
大気中のメタン 恒星とは異なり、年老いた褐色矮星はしばしば非常に長い期間に渡って十分に低温になり、高温の天体では存在できないメタンが観測可能な量存在することができる。この手法で確認された褐色矮星の例として、グリーゼ229Bが挙げられる。
鉄やケイ酸塩、硫化物の雲
晩期L型星のスペクトルで（FeH）が弱くなっていることの説明として、鉄でできた雲が存在す ることで上層大気からFeHを失わせるとともに、下層にあるFeHを覆い隠しているとされている。 さらに低温な早期～中期T型星ではFeHのスペクトルが再び強まるのは、低温下で雲が攪乱されることで、より低層からのFeHを含む光が遮られずに望遠鏡で観測できるためと説明できる。 また若いL/T型星（L2-T4）は激しい変光を示すが、これも雲やホットスポット、磁場駆動によるオーロラや熱化学不安定性によって説明できる可能性がある。 こうした褐色矮星の雲の種類として、厚さが変化する鉄の雲や、低層の厚い鉄の雲の上に形成される高層のケイ酸塩の雲などが考えられている。Vosら（2023年）は、2つの若い早期T型天体について、高層の苦土カンラン石の雲と、その下にある厚い鉄の雲からなる構造を推定している。 しかし、若い天体を説明する上でケイ酸塩の雲が常に必要であるかどうかは明らかではない。ケイ酸塩の吸収スペクトルは中間赤外線で観測されるが、スピッツァー宇宙望遠鏡の分光観測ではL2-L8型星についてはケイ酸塩の吸収は一般的ではあるが必ずしも普遍的とまでは言えないことが分かっている。 なおジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の（MIRI）で惑星質量天体を観測した際はケイ酸塩の吸収が観測されている。
褐色矮星の大気では、温度の低下に伴って鉄が凝結して雲を形成し、粒子が重力によって沈降する「鉄の雨」が起こりうる。L/T型境界にあるLuhman 16Bでは、波長によって異なる変光が観測され、複数の高度にわたる不均一な雲構造が示唆されている。
晩期T型星については変光観測例自体が少ないが、クロムや塩化カリウム、数種の硫化物などで薄い雲の層が形成されると予想されている。硫化物には硫化マンガン(II)、硫化ナトリウム、硫化亜鉛などがある。変光が観測されているT7型の2M0050–3322は、最上層に塩化カリウムの雲、中間層に硫化ナトリウムの雲、最下層に硫化マンガンの雲があるという構造が考えられており、上層の2つの雲が斑点状になることで水蒸気やメタンに変動が生じると予想されている。
もっとも低温のY型星であるWISE J085510.83-071442.5の観測結果は、硫化物と水の氷の雲を含み、雲被覆率を50%とした部分的に曇った大気モデルによってよく再現された。WISE J085510.83−071442.5は視差から太陽から約2.2パーセクの距離にあると測定され、発見時の進化モデルとの比較では、年齢を1–10 Gyrと仮定した場合の有効温度は225–260 K、質量は3–10木星質量と推定された。
低質量の褐色矮星と大質量の惑星の境界
低質量の褐色矮星と大質量の巨大ガス惑星を区別する普遍的に合意された基準はない。両者の境界については、重水素の核融合が可能になる質量を基準とする考え方のほか、天体の形成過程を重視する考え方がある。
IAUの作業上の定義 国際天文学連合 (IAU) の Commission F2「Exoplanets and the Solar System」が2018年に改訂した系外惑星の作業上の定義 (working definition) では、惑星の上限側の質量基準として、太陽と同程度の金属量を持つ天体について重水素の熱核融合が可能となる限界質量を約13木星質量としている。この限界より軽く、恒星、褐色矮星または恒星の残骸を公転し、中心天体との質量比が約1/25未満の天体は、その形成過程にかかわらず惑星とされる。一方、重水素燃焼限界を超える亜恒星天体は、形成過程や存在する場所によらず褐色矮星とされる。
重水素燃焼限界 約13木星質量は重水素燃焼限界のおおよその目安であり、その値は一意ではない。重水素を燃焼できる最低質量は、天体のヘリウムや重水素の存在量、金属量のほか、初期重水素のうちどの程度を燃焼した場合に重水素を燃焼したとみなすかによっても変化する。Spiegelら（2011年）の計算では、初期の重水素の50%を燃焼する質量は典型的な条件で13.0 ± 0.8木星質量であったが、条件や燃焼したとみなす重水素の割合を変えると、重水素燃焼限界は約11.0–16.3木星質量の範囲となった。また、コア集積モデルによって形成された天体について計算したBodenheimerら（2013年）は、初期重水素の50%を燃焼する境界を11.6–13.6木星質量と求めている。
このように、重水素燃焼限界は褐色矮星と大質量惑星を区別する質量基準として用いられてきたが、約13木星質量は厳密に一意の境界ではない。
サイズと内部構造 質量と大きさの関係からも、巨大惑星と褐色矮星を明瞭に区別することはできない。褐色矮星の半径はおおむね木星と同程度であり、高質量側では主に電子縮退圧が天体の構造を支える一方、巨大惑星へと連続する低質量側ではクーロン相互作用による圧力の寄与が大きくなる。このため、褐色矮星では質量が大きく変化しても半径の変化は比較的小さく、その半径は取りうる質量範囲にわたっておよそ10–15%しか変化しない。
ChenとKipping（2017年）が観測データから求めた質量・半径関係では、13木星質量付近に別の天体群への遷移は検出されず、同論文の統計的分類では褐色矮星は木星型天体 (Jovian worlds) の高質量側に含められている。
形成過程による区別 褐色矮星と惑星を、重水素燃焼限界のような質量ではなく、形成過程によって区別すべきだとする考え方もある。この考え方では、褐色矮星は恒星と同様に分子雲の分裂や重力収縮を経て形成される天体とみなし、惑星は恒星を取り巻く原始惑星系円盤の中で形成される天体とみなす。
ただし、褐色矮星が形成される機構そのものについても複数の仮説があり、どの機構が支配的であるかについては議論が続いている。また、大質量惑星と低質量褐色矮星を形成過程に基づいて観測的に区別することは難しいとされている。このため、褐色矮星と大質量惑星との境界については、質量を基準とする考え方と形成過程を重視する考え方が併存している。
系外惑星カタログでの扱い 太陽系外惑星のデータベースでは、IAUの作業上の定義とは異なる収録基準が用いられることがある。太陽系外惑星エンサイクロペディアはかつて25木星質量を上限としていたが、その後、質量・密度・半径の関係についての研究をもとに60木星質量まで収録対象を広げた。NASA Exoplanet Archiveでは質量または最小質量が30木星質量以下であることを収録条件の一つとしている。
では24木星質量を惑星の上限としていた。Wrightら（2011年）は、13木星質量という区切りには岩石質のコアを持つ惑星に対する物理的根拠がなく、また視線速度法で得られる質量には軌道傾斜角による不定性があるため、観測上も問題があるとしている。同データベースは2018年6月以降に発表された天体について定期的な更新を行っていない。
これらの値は各データベースの収録基準であり、褐色矮星と惑星の普遍的な物理的境界を示すものではない。
準褐色矮星
IAUの系外惑星に関する作業上の定義では、若い星団に存在する重水素燃焼限界より軽い自由浮遊天体を惑星とはせず、「準褐色矮星」 () としている。ただしLecavelier des EtangsとLissauer（2022年）は、同様のより古い天体が星団外でも発見されていることから、「若い星団に存在する」という限定は時代遅れであり、将来の改訂では削除すべきだとしている。また「準褐色矮星」という名称も広く用いられるようにはならず、「自由浮遊惑星質量天体」 () が一般に用いられているとして、名称の変更を提案している。
このような惑星質量の自由浮遊天体については、「自由浮遊惑星」 () と呼ぶ研究者もいるほか、「惑星質量褐色矮星」 () などの名称も用いられている。
質量推定におけるその他の物理量の役割 リチウムテストなどの分光学的特徴は低質量星と褐色矮星の区別を助けるが、それでも質量を直接決定できない場合が多い。褐色矮星は持続的な水素燃焼によって光度を維持することができず、形成後は時間とともに冷却して暗くなるため、その光度や有効温度は質量だけでなく年齢にも依存する。
このため、進化モデルから褐色矮星の質量を推定するためには、褐色矮星の年齢と光度の情報が重要となる。たとえばL型褐色矮星では、年老いた高質量の天体なのか、若い低質量の天体なのかを光度だけから区別することが困難な場合がある。Y型褐色矮星でも年齢の不確かさは質量推定に影響する。例えばCWISEP J144606.62−231717.8では、0.5–13 Gyrの年齢を仮定すると質量は2–20木星質量と推定されており、推定質量は重水素燃焼限界の両側にまたがる。 一方、光度はスペクトルエネルギー分布と距離の測定から求めることができる。
年齢を推定する方法として、若さに関連するスペクトル特徴を用いる方法や、褐色矮星が恒星または恒星集団（星団やアソシエーション）と共動している場合に、その年齢を利用する方法などがある。後者の方法で年齢が推定された若い褐色矮星の例として2M1207があり、その惑星質量伴星2M1207bとともに、位置や固有運動などから約800万年前に形成されたうみへび座TWアソシエーションに属するとされている。2M1207bの質量は8 ± 2木星質量と推定され、重水素燃焼限界を下回る。 この手法と似た方法で年齢が求められた特に年齢が古い例が褐色矮星と白色矮星からなる連星系のCOCONUTS-1で、白色矮星の方の年齢は億年と推定されている。この例では、ガイア衛星による視差測定で求められた白色矮星の距離と、褐色矮星の近赤外線スペクトルを大気モデルに適用して得られた立体角から褐色矮星の半径を推定し、その半径と表面重力から質量を木星質量と求めた。しかし、この大気モデルから得られた表面重力は低く、進化モデルでは約3億8000万年という白色矮星から求めた系の年齢と整合しない年齢に相当するため、著者らはこの推定を採用していない。一方、白色矮星から求めた系の年齢と褐色矮星の光度を進化モデルに適用すると、質量は木星質量と推定され、著者らはこちらの進化モデルによる物理量をCOCONUTS-1Bの特性として採用している。
褐色矮星のスペクトル分類 M型褐色矮星
褐色矮星の中には、スペクトル分類で M6.5 やそれよりも晩期に分類されるものがある。これらは晩期M型矮星とも呼ばれる。この分類に属する褐色矮星は、一部の研究者の中では赤色矮星とみなされる場合もある。
L型褐色矮星
長年使用されてきた古典的な恒星の分類の中で最も低温なスペクトル型であるM型は、可視光線でのスペクトルが酸化チタン(II) (TiO) と酸化バナジウム(II) (VO) 分子の吸収バンドで占められている。しかし、白色矮星 の低温な伴星である GD 165B は、M型矮星の顕著な特徴である TiO による吸収が見られなかった。その後 GD 165B のような天体が多数発見され、L型 という新しいスペクトル分類が作られた。L型は、可視光線の赤い波長のスペクトルにおいて、TiO と VO の金属酸化物の吸収バンドではなく、金属水素化物 (鉄水素化物 (FeH)、水素化クロム (CrH)、水素化マグネシウム (MgH)、水素化カルシウム (CaH)) の吸収バンドと、アルカリ金属の原子の顕著なスペクトル線の存在によって定義される。
2013年の時点では 900 個を超えるL型矮星が、主に 2MASS や DENIS、スローン・デジタル・スカイサーベイといった広視野サーベイによって同定されている。褐色矮星よりも重い質量 (80木星質量以上) を持つが最も低温な主系列の恒星は L2 か L3 のスペクトル型を持つため、このスペクトル型は褐色矮星のみを含むわけではない。
T型褐色矮星