Nana bruna: differenze tra le versioni

Alcune nane brune presentano spettri simili a quelle delle stelle di classe M6,5 o successive. Si tratta delle nane brune a più elevata temperatura superficiale ({{TA|2 700 - {{M|2200||K}}}}<ref name=Reid>{{cita web |url=http://www-int.stsci.edu/~inr/ldwarf3.html |titolo=L dwarf characteristics |autore=Neill Reid |editore=Space Telescope Science Institute |accesso=4 novembre 2013 |urlmorto=sì |urlarchivio=https://archive.is/20130521055905/http://www-int.stsci.edu/~inr/ldwarf3.html |dataarchivio=21 maggio 2013 }}</ref>) e quindi più giovani. Come le stelle di tipo M, i loro spettri sono caratterizzati dall'assenza delle linee dell'idrogeno e dalla debolezza o assenza di linee appartenenti a metalli ionizzati. Sono invece presenti le linee di metalli neutri e di molecole, in particolare le linee dell'[[Monossido di titanio|ossido di titanio]] (TiO) e l'[[Anidride vanadica|ossido di vanadio]] (VO)<ref>{{cita web |url=http://zebu.uoregon.edu/~imamura/122/lecture-4/mk.html |titolo=Morgan-Keenan Spectral Classification |accesso=4 novembre 2013 |urlmorto=sì |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20130307085712/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/122/lecture-4/mk.html |dataarchivio=7 marzo 2013 }}</ref><ref>{{cita web |url=http://www-int.stsci.edu/~inr/ldwarf.html |titolo=Spectral Classification of late-type dwarfs | autore=Neill Reid | editore=Space Telescope Science Institute |accesso=4 novembre 2013 }}</ref>.