B型次矮星

B型次矮星是在恆星演化的晚期階段。紅巨星的核心開始進行氦的核融合之前失去主要由氫組成的外層，剩下的核心即為B型次矮星。這些紅巨星提早喪失質量的原因至.今仍不明，不過聯星系統中和另一顆成員星的交互作用可能是主要機制。單一B型次矮星可能是兩顆白矮星合併的結果。B型次矮星被認為是恆星變成白矮星前沒有經過巨星階段的產物。

B型次矮星的光度高於白矮星，並且是年老高温恆星羣聚區域的主要成員星，例如球狀星團、螺旋星系核球、橢圓星系。這類恆星在紫外線影像中相當明顯。被認為是橢圓星系光譜中紫外線超量的原因。

B型次矮星這種低亮度藍色恆星大約在1947年被弗裏茨·茲威基和米爾頓·赫馬森在巡天時發現於北銀極。在帕洛馬－格林巡天中發現有一種亮度相當微弱，視星等在18等以上的藍色恆星。1960年代的光譜觀測發現大部分B型次矮星成分極為缺乏氫，甚至低於太初核合成理論中預測含量。1970年代早期傑西·格林斯坦（英語：Jesse L. Greenstein）和安妮拉·薩金特（英語：Anneila Sargent）量測其表面温度和重力以將該種恆星定位在赫羅圖的正確位置。

B型次矮星中又可分為三種變星：

第一種的光變週期在90到600秒之間，被稱為 EC14026 或長蛇座V361型變星，光譜形式 sdBVr，小寫字母 r 代表快速。斯特凡·查比涅提出這些變星光度變化的低階（l）和低級數（n）球諧函數聲學模型。它是由離子化的鐵族原子造成的不透明度驅動。這類恆星徑向速度曲線和光變曲線相位差90度，而有效温度和表面重力加速度曲線似乎和光通量曲線是同相位的。在温度與表面重力圖中可見到聚集在一起的短週期脈動體，即所謂的“經驗不穩定帶”。其範圍大約在28000–35000 K，log g=5.2–6.0。只有10%的B型次矮星落在這個不穩定帶內，並且被觀測到脈動。

第二種則是光變週期45到180分鐘的較長週期變星，光譜形式 sdBVs，小寫字母 s 代表慢速。這類變星的光度變化量極低，只有約0.1%。這類變星又稱為 PG1716 或武仙座V1093型變星，或者以 LPsdBV 表示。在口語中這類恆星又稱為“貝茜之星”（Betsy stars）。這種較長週期的變星表面温度較第一種低，約23000–30000 K。

第三種變星則是長週期和短週期光變都有出現的混合型，光譜形式 sdBVrs。這種變星的原型是天貓座DW，即 HS 0702+6043。

*食雙星

目.前已知三顆B型次矮星擁有行星。飛馬座V391是第一個知道有行星存在的B型次矮星，室女座HW已知有兩顆行星；開普勒70已知有兩顆行星，並可能有第三顆存在。