| Magnitudes absolutas de subgigantes en la banda V [1] | |
|---|---|
| clase espectral | MV _ |
| B0 | −4,7 |
| B5 | −1,8 |
| A0 | +0.1 |
| A5 | +1.4 |
| F0 | +2.0 |
| F5 | +2.3 |
| G0 | +2.9 |
| G5 | +3.1 |
| K0 | +3.2 |
Una subgigante ( rama de subgigantes ) es una etapa en la evolución de las estrellas , así como la clase de luminosidad IV que le corresponde a ella ya otros tipos de estrellas . En el proceso de evolución, esta etapa viene después de la secuencia principal y, por regla general, precede a la rama gigante roja , en la que la estrella se enfría y aumenta de tamaño, mientras que su luminosidad permanece casi sin cambios. Para las estrellas masivas, esta etapa termina muy rápidamente, por lo tanto, en el diagrama de Hertzsprung-Russell , el área ocupada por ellas contiene pocas estrellas y se denomina brecha de Hertzsprung .
Subgigantes: las estrellas que son más brillantes que las estrellas de secuencia principal de la misma clase espectral , pero más tenues que las estrellas gigantes , se asignan a la clase de luminosidad IV. En su mayor parte, pertenecen a las clases espectrales F, G y K [2] . Las magnitudes absolutas de las subgigantes varían en promedio desde −4,7 m para las estrellas de clase B0 hasta +3,2 m para las estrellas de clase K0 [1] . El término "subgigante" en sí mismo fue utilizado por primera vez por Gustav Stromberg .en 1930 y pertenecía a las estrellas de clases G0-K3 con magnitudes absolutas de 2,5-4 m [3] .
Los núcleos de las subgigantes en la etapa evolutiva correspondiente (ver más abajo ) consisten principalmente en helio . La fusión no ocurre en los núcleos de estas estrellas, pero continúa en la fuente del estrato, una región alrededor del núcleo que contiene suficiente hidrógeno y está lo suficientemente caliente para que ocurra la fusión del helio [ 2] . Sin embargo, la clase de luminosidad de las subgigantes también puede incluir estrellas con una estructura diferente en otras etapas de evolución, solo que con un color y una luminosidad similares ; por ejemplo, las variables de Orión que aún no se han convertido en estrellas de secuencia principal [4] .
Los subgigantes incluyen, por ejemplo, Beta South Hydra [2] , así como Procyon [5] .
Las estrellas ingresan a la rama subgigante después de que el hidrógeno se agota en su núcleo (queda menos del 1% en masa) [6] y se completa la fusión termonuclear , después de lo cual comienza la fusión de helio a partir de hidrógeno en la capa alrededor del núcleo, principalmente a través del CNO ciclo [7] . Para estrellas con una masa inferior a 0,2 M ⊙ , esto es imposible en principio: son completamente convectivas y, por lo tanto, químicamente homogéneas, lo que significa que cuando el hidrógeno se agota en el núcleo, acaba en toda la estrella [8] [ 9] .
Cuando las estrellas con una masa inferior a 1,5 M ⊙ pero más masivas que 0,2 M ⊙ [8] completan la fusión termonuclear en el núcleo, continúa ocurriendo en una fuente en capas, una capa alrededor del núcleo que ya se ha vuelto inerte. En estrellas más masivas, la liberación de energía está más concentrada en el centro, por lo que después de que se agota el hidrógeno en el núcleo, la fusión termonuclear en la estrella se detiene por completo durante un breve período de tiempo. Después de que se detiene, la estrella se encoge hasta que se alcanzan las condiciones para la síntesis de helio en una fuente de capa, después de lo cual pasa a la rama subgigante. Mientras se produce la contracción, la temperatura y la luminosidad de la estrella aumentan, en el diagrama de Hertzsprung-Russell se mueve hacia arriba y hacia la derecha y pasa el llamado gancho [ 6] [ 10] [11] .
En la etapa subgigante, las capas exteriores de la estrella se expanden y se enfrían, mientras que la luminosidad cambia ligeramente y, en el diagrama de Hertzsprung-Russell, la estrella se mueve hacia la derecha. Debido al hecho de que las reacciones termonucleares ocurren en el límite del núcleo y las capas externas de la estrella, la masa del núcleo de helio durante esta etapa aumenta y la fuente de la capa se aleja del centro de la estrella. En algún momento, la masa del núcleo excede el límite de Schoenberg-Chandrasekhar , equivalente a alrededor del 8% de la masa total de la estrella, y el núcleo comienza a encogerse, y para estrellas con una masa superior a 2,5-3 M ⊙ (la cantidad exacta valor depende de la composición química), al comienzo de la etapa subgigante, la masa del núcleo ya es mayor que este límite. En estrellas menos masivas, el gas degenera en el núcleo, lo que evita la compresión, y la degeneración del núcleo, a su vez, determina exactamente cómo comienza la combustión de helio en la estrella en etapas posteriores. En cualquier caso, las capas exteriores se vuelven gradualmente menos transparentes, la transferencia de energía radiativa se vuelve imposible, por lo que se desarrolla una zona convectiva extendida en la capa . La estrella comienza a aumentar rápidamente su tamaño y luminosidad, y la temperatura de su superficie prácticamente no cambiará; en este momento pasa a la rama gigante roja [10] [12] [13] . Sin embargo, para las estrellas con la masa más alta, más de 10 M ⊙ , la quema de helio comienza incluso antes de la transición a la rama gigante roja, que ocurre en estrellas menos masivas, por lo tanto, después de la etapa subgigante, se vuelven variables de color azul brillante, y luego supergigantes rojas o, si pierden su envoltura debido a un fuerte viento estelar , estrellas Wolf-Rayet [14] .
La etapa subgigante de las estrellas masivas dura muy poco tiempo: para una estrella con una masa de 3 M ⊙ son 12 millones de años, y para una estrella con una masa de 6 M ⊙ son 1 millón de años, por lo que las estrellas masivas en el Las etapas subgigantes rara vez se observan, y en la región ocupada por ellas para el diagrama de Hertzsprung-Russell, hay una brecha de Hertzsprung [7] . Para las estrellas de baja masa, esta etapa, incluso en relación con su tiempo de vida, dura más y, por ejemplo, las ramas de las subgigantes son claramente visibles en los cúmulos estelares globulares [15] .
El Sol , cuando alcance la etapa subgigante, tendrá una luminosidad de unos 2,3 L⊙ . En esta etapa, el Sol pasará unos 700 millones de años, y al final se enfriará a aproximadamente 4900 K y se expandirá a un radio de 2,3 R ⊙ , y la luminosidad aumentará a 2,7 L ⊙ [16] .
Las estrellas masivas, pasando por la etapa de subgigantes, se encuentran temporalmente en la banda de inestabilidad y se convierten en Cefeidas , sin embargo, el paso de la banda de inestabilidad ocurre muy rápidamente - en 10 2 -10 4 años. Debido a esto, se ha observado que algunas Cefeidas cambian el período de pulsaciones con el tiempo, pero solo una pequeña parte de las Cefeidas son subgigantes; la mayoría de las estrellas se convierten en Cefeidas en etapas posteriores de evolución [17] [18] .
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