Was als Braune Zwerge bekannt wurde, war in den 1960er Jahren in aller Munde. Es wurden alternative Namen für Braune Zwerge vorgeschlagen, darunter Planetar und Subar. Sie blieben jahrzehntelang hypothetisch.
Frühe Theorien legten nahe, dass ein Objekt mit weniger als 0,09 Sonnenmassen niemals eine normale Sternenentwicklung durchlaufen würde. Die Entdeckung des auf 0,012 Sonnenmassen herunterbrennenden Deuteriums und die Auswirkungen der Staubbildung in den kühlen Außenatmosphären der Braunen Zwerge Ende der 1980er Jahre stellten diese Theorien in Frage. Solche Objekte waren jedoch schwer zu finden, da sie fast kein sichtbares Licht aussenden. Ihre stärkste Emission liegt im Infrarot (IR)-Spektrum, und bodengebundene IR-Detektoren waren damals zu ungenau, um Braune Zwerge ohne weiteres identifizieren zu können.
Viele Jahre lang waren die Bemühungen, Braune Zwerge zu entdecken, erfolglos. Im Jahr 1988 wurde jedoch GD 165B entdeckt, der keines der Merkmale zeigte, die von einem massearmen Roten Zwergstern erwartet wurden. Heute ist GD 165B als Prototyp einer Klasse von Objekten anerkannt, die heute als "L-Zwerge" bezeichnet werden. Obwohl die Entdeckung des kühlsten Zwergs zu dieser Zeit von großer Bedeutung war, wurde darüber diskutiert, ob GD 165B als Brauner Zwerg oder einfach als ein Stern mit sehr geringer Masse klassifiziert werden sollte, da es aus Beobachtungsgründen sehr schwierig ist, zwischen beiden zu unterscheiden.
Bald nach der Entdeckung von GD 165B wurden weitere Braunzwergkandidaten gemeldet. Die meisten konnten ihrer Kandidatur jedoch nicht gerecht werden, da sie sich aufgrund des fehlenden Lithiums als stellare Objekte erwiesen. Wahre Sterne werden ihr Lithium innerhalb von etwas mehr als 100 Millionen Jahren (my) verbrennen, während Braune Zwerge dies nicht tun. Verwirrenderweise haben Braune Zwerge ähnliche Temperaturen und Leuchtkräfte wie einige echte Sterne. Mit anderen Worten, der Nachweis von Lithium in der Atmosphäre eines Objekts bedeutet, dass es, wenn es älter als 100 my ist, ein Brauner Zwerg ist.
In den Jahren 1994/5 änderte sich das Studium der Braunen Zwerge mit der Entdeckung zweier definitiver substellarer Objekte (Teide 1 und Gliese 229B).
Der erste bestätigte Braune Zwerg wurde 1994 entdeckt. Sie nannten dieses Objekt Teide 1 und es wurde im offenen Plejadenhaufen gefunden. Die Natur hob "Braune Zwerge entdeckt, offiziell" auf der Titelseite dieser Ausgabe hervor. Die Entfernung, die chemische Zusammensetzung und das Alter des Teide 1 wurde festgelegt, weil er sich im jungen Plejaden-Sternhaufen befindet. Die Masse von Teide 1 ist 55-mal so groß wie die des Jupiter und liegt deutlich unter der Sternmassengrenze.
Bemerkenswerter war Gliese 229B, dessen Temperatur und Leuchtkraft weit unter dem Sternenbereich lag. Bemerkenswert war, dass sein Nahinfrarotspektrum deutlich eine Methanabsorptionsbande bei 2 Mikrometern zeigte, ein Merkmal, das zuvor nur in den Atmosphären von Riesenplaneten und des Saturnmondes Titan beobachtet worden war. Diese Entdeckung trug dazu bei, eine weitere Spektralklasse zu etablieren, die noch kühler ist als die der L-Zwerge, die so genannten "T-Zwerge", für die Gliese 229B der Prototyp ist.
Ein Brauner Zwerg unter 65 Jupitermassen ist zu keinem Zeitpunkt seiner Entwicklung in der Lage, Lithium durch thermonukleare Fusion zu verbrennen. Hochwertige Spektraldaten zeigten, dass Teide 1 die ursprüngliche Lithiummenge der ursprünglichen Molekülwolke, aus der sich die Plejadensterne bildeten, beibehalten hatte. Dies bewies das Fehlen der thermonuklearen Fusion in seinem Kern.
Teide 1 galt eine Zeit lang als das kleinste Objekt aus dem Sonnensystem, das durch direkte Beobachtung identifiziert worden war. Seitdem sind über 1800 Braune Zwerge identifiziert worden. Einige davon sind der Erde sehr nahe, wie Epsilon Indi Ba und Bb, ein Paar Braune Zwerge, die durch Gravitation an einen sonnenähnlichen Stern etwa 12 Lichtjahre von der Sonne entfernt gebunden sind, und WISE 1049-5319, ein binäres System Brauner Zwerge etwa 6,5 Lichtjahre entfernt.
