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{{vedi anche|Sub-nana bruna|Pianeta interstellare}}

[[Image:WISE 1828+2650 Brown dwarf.jpg|thumb|Right|Immagine artistica di una nana di classe Y]]

Il miglioramento delle tecniche osservazionali ha permesso di osservare oggetti a temperature via via più basse. Negli anni 2008 e 2009 sono state osservate nane brune con temperature comprese fra 500 e 600&nbsp;K<ref name=Burningham>{{cita pubblicazione |titolo=Exploring the substellar temperature regime down to ~550K |autore=Ben Burningham ''et al.'' |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2008 |volume=391 |numero=1 |pagine=320-333 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.391..320B |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x |accesso=29 novembre 2013}}</ref><ref name=Leggett>{{cita pubblicazione |titolo=The Physical Properties of Four ~600 K T Dwarfs |autore=S. K. Leggett ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2009 |volume=695 |numero=2 |pagine=1517-1526 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...695.1517L |doi=10.1088/0004-637X/695/2/1517 |accesso=29 novembre 2013}}</ref>. Esse furono assegnate alla classe T9. Tuttavia gli spettri di questi corpi celesti presentavano linee di assorbimento intorno ai 1550&nbsp;[[Nanometro|nm]]<ref name=Leggett/>. Delorme ''et al.'' (2008) suggerirono che essaesse eraerano attribuibileattribuibili alla presenza di [[ammoniaca]]; poiché tale elemento non era osservabile negli spettri di tipo T, questi studiosi ipotizzarono che esso indicasse la transizione dal tipo T a una nuova classe spettrale, checui indicaronoassegnarono la conlettera ''Y''. AssegnaronoRaccolsero di conseguenza le nane osservate, aventi questa caratteristica, allanella classe Y0<ref>{{cita pubblicazione |titolo=CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the T-Y brown dwarf transition? |autore=Delorme ''et al.'' |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2008 |volume=482 |numero=3 |pagine=961-971 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A&A...482..961D |doi=10.1051/0004-6361:20079317 |accesso=29 novembre 2013}}</ref>. Cionondimeno, la linea dell'ammoniaca è difficilmente distinguibile da quelle dell'[[acqua]] e del metano<ref name=Leggett/>; pertanto altri autori reputarono alll'assegnazione alla classe Y0 come prematura<ref name=Burningham/>.

Negli anni successivi, tuttavia, sono state osservate nane brune sempre più fredde<ref>{{cita pubblicazione |titolo=

Ultracool Field Brown Dwarf Candidates Selected at 4.5 μm |autore=P. Eisenhardt ''et al.'' |rivista=The Astronomical Journal |anno=2010 |volume=139 |numero=6 |pagine=2455-2464 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010AJ....139.2455E |doi=10.1088/0004-6256/139/6/2455 |accesso=2 dicembre 2013}}</ref>. Nel febbraio 2011 Luhman ''et al.'' diedero notizia della scoperta di un nanaoggetto bruna delladi massa di 7&nbsp;M_J, in orbita intorno a una nana bianca. La sua temperatura superficiale eraè di ~300&nbsp;K<ref name=Luhman2011>{{cita pubblicazione |cognome=Luhman|nome=K. L.|coautori=A. J. Burgasser, J. J. Bochanski,|titolo=Discovery of a Candidate for the Coolest Known Brown Dwarf |rivista=The Astrophysical Journal Letters|anno=2011|volume=730|numero=1|pagine=L9|doi=10.1088/2041-8205/730/1/L9|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...730L...9L|accesso=2 dicembre 2013 }}</ref>. Benché abbia una massa "planetaria", Rodriguez ''et al.'' (2011) hanno sostenuto che è improbabile che la nana brunal'oggetto si sia formataformato nel modo in cui si formano i pianeti<ref name=Rodriguez2011>{{cita pubblicazione|cognome=Rodriguez|nome=David R.|coautori=B- Zuckerman, B., C. Melis, I. Song|titolo=The Ultra Cool Brown Dwarf Companion of WD 0806-661B: Age, Mass, and Formation Mechanism|rivista=The Astrophysical Journal|anno=2011|volume=732|numero=2|pagube=L29|doi=10.1088/2041-8205/732/2/L29|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1103.3544|accesso=2 dicembre 2013 }}</ref>. Nello stesso mese, Liu ''et al.'' osservarono una nana bruna avente una temperatura superficiale di ~300&nbsp;K in orbita intorno a un'altra nana bruna di piccola massa<ref>{{cita pubblicazione |titolo=CFBDSIR J1458+1013B: A Very Cold (>T10) Brown Dwarf in a Binary System |autore=M. C. Liu ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2011 |volume=740 |numero=2 |pagine=id. 108 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2011ApJ...740..108L |doi=10.1088/0004-637X/740/2/108 |accesso=2 dicembre 2013}}</ref>.

Nel 2013 erano 15 gli oggetti classificati come nane brune di classe Y<ref name="DwarfArchives"/>. La definizione di tale classe era ancora incerta sebbene esistessero dei tentativi di modellare gli oggetti ad essi appartenenti<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The possiblity of detection of ultracool dwarfs with the UKIRT Infrared Deep Sky Survey |autore=N. R. Deacon, N. C. Hambly |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2006 |volume=371 |numero=4 |pagine=1722-1730 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006MNRAS.371.1722D |doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x |accesso=2 dicembre 2013}}</ref>. La sparizione delle linee dei metalli alcalini e la presenza di ammoniaca nello spettro di un oggetto erano considerati come due possibili indizi della sua appartenenza alla classe Y<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Discovery of Y Dwarfs using Data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) |autore=M. C. Cushing ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2011 |volume=743 |numero=1 |pagine=id. 50 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJ...743...50C |doi=10.1088/0004-637X/743/1/50 |accesso=3 dicembre 2013}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Further Defining Spectral Type "Y" and Exploring the Low-mass End of the Field Brown Dwarf Mass Function |autore=D. J. Kirkpatrick ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2012 |volume=753 |numero=2 |pagine=id. 156 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...753..156K |doi=10.1088/0004-637X/753/2/156 |accesso=3 dicembre 2013}}</ref>.