次矮星,有时标示为sd,是淤积斯光谱分类系统中光度属于VI的
恒星,
绝对星等的光度比
主序星低1.5至2等,但光谱型态相同的恒星。在赫罗图上,次矮星的位置在主序带的下方。这个名词是古柏在1939年创造的,用来标示之前被称为“中继白矮星”,却有著异常光谱的恒星。例如SSSPM(esdM7热的次矮星),被认为是两颗
伴星合并的结果。
次矮星,有时标示为sd,是约克光谱分类系统中光度属于VI的恒星,它们是绝对星等的光度比主序星低1.5至2等,但光谱型态相同的恒星。在赫罗图上,次矮星的位置在主序带的下方。
次矮星这个名词是古柏在1939年创造的,是用来标示之前被称为"中继白矮星 ",却有着异常光谱的
恒星"
像正常的
主序星一样,冷的次矮星(光谱类型从G至M)以氢的融合产生能量,它们的低光度是以它们的低
金属量来解释:这些恒星缺乏比氦重的元素,较低的金属量降低了
散逸层的不透明度,和使
辐射压减低,结果是质量相同的恒星变得较小和较热。这种较低的不透明度也使得相同光谱类型的恒星辐射出
紫外线的百分比较第一
星族星高,成为紫外线超出的恒星。通常
银河系晕的成员,它们相对于
太阳经常有较高的空间相对速度。尚未发现有
行星环绕着次矮星
公转。
冷次矮星:例如SSSPM J1930-4311 (sd
M7)
热的次矮星,光谱类型为O和B,也称为极端水平分支星,是和冷的次矮星完全不同的类别的
天体。这些
恒星代表一些恒星发展的晚期阶段,起因于在核心开始融合氦之前,
红巨星已经失去它外面的氢层。虽然还不清楚这些过早失去的质量发生的原因,但是在
联星系统内的交互作用被认为是主要的机制之一。单独的次矮星被认为是两颗
伴星合并的结果。比白矮星明亮许多的B型次矮星,分布在老的
恒星系统中,像是
球状星团和椭圆星系,是主要成员的元素