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  B型次矮星這種低亮度藍色恆星大約在1947年被弗裡茨·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·格林斯坦和安妮拉·薩金特量測其表面溫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 sdBV,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)和低階數(n)球諧函式聲學模型。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,而有效溫度和表面重力加速度曲線似乎和光通量曲線是同相位的。在溫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 sdBV,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溫度較第一種低,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 sdBV。這種變星的原型是天貓座DW,即 HS 0702+6043。

  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。

  O型次矮星
B型次矮星(subdwarf B star,縮寫:sdB)是一種光譜型別B型的次矮星。這種恆星和典型次矮星不同的是它的表面溫度和亮度較高,在赫羅圖的位置是在「極端水平分支」。這些恆星的質量大約是0.5倍太陽質量,並且只含有1%氫,其餘成分大多是氦。而半徑則是太陽的0.15到0.25倍,表面溫度20000到40000 K。