ЗВЕЗДЫ ПОНИЖЕННОЙ СВЕТИМОСТИ
Среди звезд, находящихся на диаграмме Г — Р поблизости от Солнца, есть немало таких, которые на диаграмме (рис. 64) располагаются ниже последовательности V, параллельно ей (см. диаграмму на рис. 73), а в левой части, в области горячих звезд, значительно ниже ее, заполняя все поле вплоть до белых карликов, которые размещаются ниже нижней границы диаграммы рис. 64.
Рис. 67. Спектры слабых голубых звезд. Сверху для сравнения показан спектр белого карлика 
класса DA, у которого большая ширина водородных линий контрастирует с болеет узкими лннняын остальных спектров
Эти звезды получили название субкарликов (sd — subdwarfs) или (менее употребительно) звезд класса светимости VI, а промежуточная группа получила название горячих субкарликов. Последние обозначаются sdB и sdO и обладают многими линиями. Температура их очень высока (до 35 000 К). К ним примыкают звезды — ядра планетарных туманностей (см. главу VI), у которых наблюдаются линии HeII, CIV, OV и даже OVI (потенциал возбуждения 79 эВ). Несколько более абсолютно яркие, так называемые слабые голубые звезды подходят снизу вплотную к линии класса светимости V у спектров О, В и А, но имеют много особенностей, в частности, неожиданно резкие и сильные линии бальмеровской серии и очень слабые линии CaII или HeI и полное отсутствие линии MgII в спектрах 
. Занимая по светимости положение между нормальными и белыми карликами, они имеют тонкие линии, указывающие на наличие протяженной атмосферы или оболочки разреженных газов (рис. 67).
Эта особенность — слабость металлических линий — характерна и для остальных субкарликов, не принадлежащих к горячим звездам: sdF, sdG до sdK. При первом взгляде на их спектры кажется, что это звезды класса А, но затем многочисленность весьма тонких и неглубоких линий металлов заставляет классифицировать их как F или G. По этой же причине их излучение обладает избыточно отрицательным значением показателя цвета (U — В); обычное сгущение фраунгоферовых линий металлов в ультрафиолетовой части спектра здесь отсутствует. Источником всех этих аномалий служит недостаточное количество металлов сравнительно с водородом: отношение водород/металлы в 3—100 раз больше, чем у нормальных звезд типа Солнца.
