[[ملف:HTCas-LB1-2010Nov12.jpg|250px|تصغير|يسار|المستعر القزم '''HT Cas''' في فورة ([[القدر الظاهري|قدرها]] ~13.4) في 2 نوفمبر , 2010]]
'''المُسْتَعِرُ القزم''' أو '''الطارف القزم''' {{إنج|Dwarf nova}} اوأو متغير U التوأمان نوع من النجوم المتغيرة {{إنج|U Geminorum-type variable star}} '''(UG)''' '''مستعر يو جي''' وهى فئة من نجم متغير كارثي، يتألف من نظام [[نجم ثنائي|نجمي ثنائي]] عبارة عن [[قزم أبيض]] [[قرص مزود|يتزود]] بالمادة من مرافقة..<ref name="GCVS">{{مرجعاستشهاد ويب |المسارمسار=http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt |العنوانعنوان=GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability |وصلة مكسورة=no |تاريخ الوصول=2016-12-29 |المؤلف1مؤلف1=N.N. Samus |المؤلف2مؤلف2=O.V. Durlevich |التاريختاريخ=February 12, 2009| مسار الأرشيفأرشيف = https://web.archive.org/web/20181007205102/http://www.sai.msu.su:80/groups/cluster/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt | تاريخ الأرشيفأرشيف = 7 أكتوبر 2018 }}</ref>
واول مستعر قزم تم رصدة هو [[نجوم U التوأمين]] عام [[1855]], ومع ذلك، فإن آلية هذه الفئة كانت غير معروفة حتى عام [[1974]] .عندما أظهر براين وارنر أن زيادة التألق إنما يعود إلى زيادة لمعان القرص المزود وهذا يشبه الانفجارات الدورية في [[مستعر|المستعرات الكلاسيكية]] التي يكون قزم أبيض مشاركا فيها.
لكن آلآلية مختلفة عن المستعرات الكلاسيكية ننيجة إندماجاندماج وتفجر ال[[هيدروجين]] المتراكم على السطح الرئيسي. وتشير النظرية الحالية إلى ان المستعر القزم ماهو الا حصيلة عدم الاستقرار في [[قرص مزود|قرص التنامي]] عندما يصل الغاز في القرص إلى درجة الحرارة الحرجة مما يؤدي إلى تغيير في اللزوجة، ينتج عنة زيادة مؤقتة في كتلة التدفق خلال القرص ،القرص، والتي تسخن القرص كله، وبالتالي يزيد من لمعانة. نقل الكتلة من النجم المانح هو أقل من هذه الزيادة في التدفق خلال القرص ،القرص، وبالتالي فإن القرص سوف ينخفض في نهاية المطاف إلى ما دون درجة الحرارة الحرجة، ويعود إلى وضع أكثر برودة .<ref name="CV intro">{{مرجعاستشهاد ويب |المسارمسار=http://home.mindspring.com/~mikesimonsen/cvnet/id1.html |العنوانعنوان=CVnet: "Introduction to CVs" (Accessed 2006-04-17) |الناشرناشر=Home.mindspring.com |وصلة مكسورة=yes |مسار الأرشيفأرشيف=https://web.archive.org/web/20080226032415/http://home.mindspring.com/~mikesimonsen/cvnet/id1.html |تاريخ الأرشيفأرشيف=2008-02-26 |تاريخ الوصول=2016-12-29.}}</ref><ref name="S&T">"Calibrating Dwarf Novae". ''Sky & Telescope'', September 2003, p. 20.</ref>
المستعرات القزمة تختلف عن المستعرات الكلاسيكية بطرق أخرى. منها [[ضياء|لمعانها]] أقل، وأنها عادة تتكرر في نطاق من الأيام إلى عدة عقود.<ref name="CV intro"/>
=== أنواع فرعية ===
هناك ثلاثة أنواع فرعية من نجوم يو جي<ref name="Darling UG">{{مرجعاستشهاد ويب |المسارمسار=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/U/U_Geminorum_star.html |العنوانعنوان=U Geminorum star |العملعمل=Daviddarling.info |التاريختاريخ=2016-12-29 |تاريخ الوصول=2013-02-09 |المؤلفمؤلف=| مسار الأرشيفأرشيف = https://web.archive.org/web/20190423141117/http://www.daviddarling.info/encyclopedia/U/U_Geminorum_star.html | تاريخ الأرشيفأرشيف = 23 أبريل 2019 }}</ref>
* '''نجوم SS الدجاجة''' (UGSS)،يزيد سطوع هذه الفئة من 2 إلى 6 قدر ظاهري خلال فترة من يوم إلى يومين، وانخفاض أطول إلى حد ما. الفاصل الزمني المتوسط بين النوبات يتراوح من حوالي 10 أيام إلى عدة سنوات.
