Субкарлик спектрального класса B (англ. Subdwarf B star, sdB) — вид звёзд-субкарликов, принадлежащих спектральному классу B. Они отличаются от обычных субкарликов, поскольку они ярче и горячее[1]. Такие звёзды находятся на экстремальной горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Массы таких объектов составляют около 0,5 массы Солнца, в составе присутствует только около 1 % водорода, остальное приходится на гелий. Радиусы субкарликов спектрального класса B лежат в интервале от 0,15 до 0,25 радиусов Солнца, температуры составляют от 20 000 до 40 000 K.
Данные звёзды представляют собой позднюю стадию эволюции некоторых звёзд, наступающую в том случае, когда красный гигант теряет внешние водородные слои до того момента, когда в ядре начинает гореть гелий. Причины, по которым происходит такая предварительная потеря массы, непонятны, но взаимодействие звёзд в двойной системе считается одним из главных механизмов. Одиночные субкарлики могут быть результатом слияния двух белых карликов. Считается, что sdB-звёзды становятся белыми карликами без прохождения других стадий гигантов.
Субкарлики спектрального класса B являются более яркими, чем белые карлики и представляют собой значимую долю населения горячих звёзд в старых звёздных системах, таких как шаровые скопления, балджи спиральных галактик и эллиптические галактики[2]. Такие объекты выделяются на ультрафиолетовых изображениях. Предполагается, что горячие субкарлики являются причиной повышенного ультрафиолетового потока в общем потоке излучения эллиптических галактик[1].
Субкарлики спектрального класса открыли Ф. Цвикки и М. Хьюмасон примерно в 1947 году при обнаружении сверхъярких голубых звёзд вблизи северного полюса Галактики. В рамках обзора Паломар-Грин было обнаружено, что sdB-звёзды являются типичными представителями слабых голубых звёзд со звёздной величиной больше 18. В течение 1960-х годов по данным спектроскопии было получено, что многие sdB-звёзды имеют недостаточно водорода. В начале 1970-х годов Д. Гринстейн и А. Сарджент измерили температуры и величину гравитации, после чего определили корректное положение таких звёзд на диаграмме Герцшпрунга — Рассела[1].