Despre ceea ce a devenit cunoscut sub numele de pitice maro s-a vorbit în anii 1960. Au fost propuse nume alternative pentru piticele maro, inclusiv planetar și substar. Acestea au rămas ipotetice timp de zeci de ani.
Primele teorii sugerau că un obiect cu o masă mai mică de 0,09 mase solare nu va trece niciodată printr-o evoluție stelară normală. Descoperirea arderii de deuteriu până la 0,012 mase solare și impactul formării de praf în atmosferele exterioare reci ale piticilor bruni la sfârșitul anilor 1980 au adus aceste teorii sub semnul întrebării. Cu toate acestea, astfel de obiecte erau greu de găsit, deoarece nu emit aproape deloc lumină vizibilă. Cele mai puternice emisii ale lor sunt în spectrul infraroșu (IR), iar detectoarele IR de la sol erau prea imprecise la acea vreme pentru a identifica cu ușurință orice pitică maro.
Timp de mulți ani, eforturile de a descoperi piticii maro au fost zadarnice. Cu toate acestea, în 1988, a fost descoperită GD 165B, care nu prezenta niciuna dintre caracteristicile așteptate de la o stea pitică roșie de masă mică. Astăzi, GD 165B este recunoscută ca fiind prototipul unei clase de obiecte numite acum "pitice L". Deși descoperirea celei mai reci pitice a fost extrem de importantă la vremea respectivă, s-a dezbătut dacă GD 165B va fi clasificată ca pitică brună sau pur și simplu ca stea de masă foarte mică, deoarece din punct de vedere observațional este foarte dificil de făcut distincția între cele două.
La scurt timp după descoperirea GD 165B, au fost raportate și alte candidați pitice maro. Cu toate acestea, majoritatea nu au reușit să se ridice la înălțimea candidaturii lor, deoarece absența litiului a arătat că acestea sunt obiecte stelare. Stelele adevărate își vor arde litiul în puțin peste 100 de milioane de ani (mi), în timp ce piticele maro nu o vor face. În mod confuz, piticele maro au temperaturi și luminozități similare cu unele stele adevărate. Cu alte cuvinte, detectarea litiului în atmosfera unui obiect înseamnă că, dacă acesta este mai vechi de 100 my, este o pitică brună.
În 1994/5, studiul piticilor bruni s-a schimbat odată cu descoperirea a două obiecte substelare certe (Teide 1 și Gliese 229B).
Prima pitică brună confirmată a fost descoperită în 1994. Acest obiect a fost numit Teide 1 și a fost găsit în clusterul deschis Pleiade. Nature a evidențiat "Pitice maro descoperite, oficial" pe prima pagină a acelui număr. Distanța, compoziția chimică și vârsta lui Teide 1 au fost stabilite deoarece se află în tânărul roi stelar Pleiade. Masa lui Teide 1 este de 55 de ori mai mare decât cea a lui Jupiter și se situează clar sub limita masei stelare.
Mai remarcabil a fost Gliese 229B, care s-a dovedit a avea o temperatură și o luminozitate cu mult sub cea stelară. În mod remarcabil, spectrul său în infraroșu apropiat a prezentat în mod clar o bandă de absorbție a metanului la 2 micrometri, o caracteristică care fusese observată anterior doar în atmosferele planetelor gigantice și în cea a lunii Titan, luna lui Saturn. Această descoperire a contribuit la stabilirea unei alte clase spectrale, chiar mai rece decât piticele L, cunoscute sub numele de "pitice T", pentru care Gliese 229B este prototipul.
O pitică brună cu o masă mai mică de 65 de mase de Jupiter nu este capabilă să ardă litiu prin fuziune termonucleară în niciun moment al evoluției sale. Datele spectrale de înaltă calitate au arătat că Teide 1 a păstrat cantitatea inițială de litiu din norul molecular inițial din care s-au format stelele Pleiade. Acest lucru a dovedit lipsa fuziunii termonucleare în miezul său.
Teide 1 a fost considerat pentru o perioadă de timp cel mai mic obiect din Sistemul Solar care a fost identificat prin observare directă. De atunci, au fost identificate peste 1800 de pitice maro. Unele sunt foarte aproape de Pământ, cum ar fi Epsilon Indi Ba și Bb, o pereche de pitice maro legate gravitațional de o stea asemănătoare Soarelui, la aproximativ 12 ani-lumină de Soare, și WISE 1049-5319, un sistem binar de pitice maro aflat la aproximativ 6,5 ani-lumină distanță.
