Una subgigante es una estrella que es más brillante que una estrella normal de la secuencia principal de la misma clase espectral , pero no tan brillante como las estrellas gigantes . El término subgigante se aplica tanto a una clase de luminosidad espectral particular como a una etapa en la evolución de una estrella .
El término subgigante se utilizó por primera vez en 1930 para las estrellas de clase G y las primeras estrellas K con magnitudes absolutas entre +2,5 y +4. Se observó que formaban parte de un continuo de estrellas entre estrellas obvias de la secuencia principal, como el Sol , y estrellas gigantes obvias, como Aldebarán , aunque menos numerosas que la secuencia principal o las estrellas gigantes. [1]
El sistema de clasificación espectral de Yerkes es un esquema bidimensional que utiliza una combinación de letras y números para indicar la temperatura de una estrella (por ejemplo, A5 o M1) y un número romano para indicar la luminosidad relativa a otras estrellas de la misma temperatura. Las estrellas de clase de luminosidad IV son las subgigantes, situadas entre las estrellas de la secuencia principal (clase de luminosidad V) y las gigantes rojas (clase de luminosidad III).
En lugar de definir características absolutas, un enfoque típico para determinar una clase de luminosidad espectral es comparar espectros similares con estrellas estándar. Muchas proporciones y perfiles de líneas son sensibles a la gravedad y, por lo tanto, son indicadores de luminosidad útiles, pero algunas de las características espectrales más útiles para cada clase espectral son: [2] [3]
Morgan y Keenan enumeraron ejemplos de estrellas en la clase de luminosidad IV cuando establecieron el esquema de clasificación bidimensional: [2]
Análisis posteriores mostraron que algunos de estos eran espectros combinados de estrellas dobles y otros eran variables, y los estándares se han ampliado a muchas más estrellas, pero muchas de las estrellas originales todavía se consideran estándares de la clase de luminosidad subgigante. Las estrellas de clase O y las estrellas más frías que K1 rara vez reciben clases de luminosidad subgigantes. [4]
La rama subgigante es una etapa en la evolución de estrellas de masa baja a intermedia. Las estrellas de tipo espectral subgigante no siempre se encuentran en la rama subgigante evolutiva y viceversa. Por ejemplo, las estrellas FK Com y 31 Com se encuentran en Hertzsprung Gap y probablemente sean subgigantes evolutivas, pero a ambas a menudo se les asignan clases de luminosidad gigantes. La clasificación espectral puede verse influenciada por la metalicidad, la rotación, peculiaridades químicas inusuales, etc. Las etapas iniciales de la rama subgigante en una estrella como el Sol se prolongan con poca indicación externa de los cambios internos. Un enfoque para identificar subgigantes evolutivos incluye abundancias químicas como el litio, que se agota en los subgigantes, [5] y la intensidad de la emisión coronal. [6]
A medida que disminuye la fracción de hidrógeno que queda en el núcleo de una estrella de secuencia principal, la temperatura del núcleo aumenta y, por tanto, aumenta la velocidad de fusión. Esto hace que las estrellas evolucionen lentamente hacia luminosidades más altas a medida que envejecen y amplía la banda de secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell .
Una vez que una estrella de secuencia principal deja de fusionar hidrógeno en su núcleo, el núcleo comienza a colapsar bajo su propio peso. Esto hace que aumente su temperatura y el hidrógeno se fusione en una capa fuera del núcleo, lo que proporciona más energía que la combustión del hidrógeno en el núcleo. Las estrellas de masa baja e intermedia se expanden y enfrían hasta que alrededor de 5.000 K comienzan a aumentar su luminosidad en una etapa conocida como rama de gigante roja . La transición de la secuencia principal a la rama de gigante roja se conoce como rama subgigante. La forma y duración de la rama subgigante varía para estrellas de diferentes masas, debido a diferencias en la configuración interna de la estrella.
Las estrellas menos masivas que aproximadamente 0,4 M ☉ son convectivas en la mayor parte de la estrella. Estas estrellas continúan fusionando hidrógeno en sus núcleos hasta que prácticamente toda la estrella se ha convertido en helio y no se convierten en subgigantes. Las estrellas de esta masa tienen vidas en la secuencia principal muchas veces más largas que la edad actual del Universo. [7]
Las estrellas con una masa igual o superior al 40 por ciento de la del Sol tienen núcleos no convectivos con un fuerte gradiente de temperatura desde el centro hacia afuera. Cuando agotan el hidrógeno en el núcleo de la estrella, la capa de hidrógeno que rodea el núcleo central continúa fusionándose sin interrupción. La estrella se considera subgigante en este punto, aunque hay pocos cambios visibles desde el exterior. [8] A medida que la capa de hidrógeno fusionada convierte su masa en helio, el efecto convectivo separa el helio hacia el núcleo, donde muy lentamente aumenta la masa del núcleo no fusionado de plasma de helio casi puro. A medida que esto ocurre, la capa de hidrógeno que se fusiona se expande gradualmente hacia afuera, lo que aumenta el tamaño de la capa exterior de la estrella hasta el tamaño subgigante de dos a diez veces el radio original de la estrella cuando estaba en la secuencia principal. La expansión de las capas exteriores de la estrella hasta el tamaño subgigante casi equilibra el aumento de energía generado por la fusión de la capa de hidrógeno, lo que hace que la estrella casi mantenga su temperatura superficial. Esto hace que la clase espectral de la estrella cambie muy poco en el extremo inferior de este rango de masa estelar. El área de superficie subgigante que irradia la energía es mucho mayor que la posible zona habitable circunestelar donde las órbitas planetarias estarán en el rango para formar agua líquida se desplaza mucho más lejos en cualquier sistema planetario. El área de superficie de una esfera se calcula como 4πr 2, por lo que una esfera con un radio de 2 R ☉ liberará el 400% de la energía en la superficie y una esfera con 10 R ☉ liberará el 10000% de esa energía. [ cita necesaria ]
La masa del núcleo de helio está por debajo del límite de Schönberg-Chandrasekhar y permanece en equilibrio térmico con la capa de hidrógeno en fusión. Su masa continúa aumentando y la estrella se expande muy lentamente a medida que la capa de hidrógeno migra hacia afuera. Cualquier aumento en la producción de energía de la capa expande la envoltura de la estrella y la luminosidad se mantiene aproximadamente constante. La rama subgigante de estas estrellas es corta, horizontal y está muy poblada, como se ve en los cúmulos muy antiguos. [8]
Después de entre uno y ocho mil millones de años, el núcleo de helio se vuelve demasiado masivo para soportar su propio peso y se degenera. Su temperatura aumenta, la velocidad de fusión en la capa de hidrógeno aumenta, las capas externas se vuelven fuertemente convectivas y la luminosidad aumenta aproximadamente a la misma temperatura efectiva. La estrella se encuentra ahora en la rama de gigante roja . [7]
Estrellas tan masivas y más grandes que el Sol tienen un núcleo convectivo en la secuencia principal. Desarrollan un núcleo de helio más masivo, ocupando una fracción mayor de la estrella, antes de agotar el hidrógeno en toda la región convectiva. La fusión en la estrella cesa por completo y el núcleo comienza a contraerse y aumentar de temperatura. Toda la estrella se contrae y aumenta de temperatura, y la luminosidad irradiada aumenta a pesar de la falta de fusión. Esto continúa durante varios millones de años antes de que el núcleo se caliente lo suficiente como para encender el hidrógeno en una capa, lo que invierte el aumento de temperatura y luminosidad y la estrella comienza a expandirse y enfriarse. Este gancho se define generalmente como el final de la secuencia principal y el inicio de la rama subgigante en estas estrellas. [8]
El núcleo de las estrellas por debajo de aproximadamente 2 M ☉ todavía está por debajo del límite de Schönberg-Chandrasekhar , pero la fusión de la capa de hidrógeno aumenta rápidamente la masa del núcleo más allá de ese límite. Las estrellas más masivas ya tienen núcleos por encima de la masa de Schönberg-Chandrasekhar cuando abandonan la secuencia principal. La masa inicial exacta a la que las estrellas mostrarán un gancho y a la que abandonarán la secuencia principal con núcleos por encima del límite de Schönberg-Chandrasekhar depende de la metalicidad y el grado de sobrepaso en el núcleo convectivo. La baja metalicidad hace que la parte central, incluso de los núcleos de baja masa, sea convectivamente inestable, y el exceso hace que el núcleo sea más grande cuando el hidrógeno se agota. [7]
Una vez que el núcleo excede el límite C-R, ya no puede permanecer en equilibrio térmico con la capa de hidrógeno. Se contrae y las capas exteriores de la estrella se expanden y enfrían. La energía para expandir la envoltura exterior hace que la luminosidad irradiada disminuya. Cuando las capas exteriores se enfrían lo suficiente, se vuelven opacas y obligan a que la convección comience fuera de la capa de fusión. La expansión se detiene y la luminosidad irradiada comienza a aumentar, lo que se define como el inicio de la rama de gigante roja de estas estrellas. Las estrellas con una masa inicial de aproximadamente 1 a 2 M ☉ pueden desarrollar un núcleo de helio degenerado antes de este punto y eso hará que la estrella entre en la rama de gigante roja como ocurre con las estrellas de menor masa. [7]
La contracción del núcleo y la expansión de la envoltura son muy rápidas y sólo demoran unos pocos millones de años. En este tiempo, la temperatura de la estrella se enfriará desde su valor de secuencia principal de 6.000 a 30.000 K a alrededor de 5.000 K. Se ven relativamente pocas estrellas en esta etapa de su evolución y existe una aparente falta en el diagrama H-R conocido como la brecha de Hertzsprung . Es más evidente en cúmulos de entre unos pocos cientos de millones y unos pocos miles de millones de años. [9]
Más allá de aproximadamente 8-12 M ☉ , dependiendo de la metalicidad, las estrellas tienen núcleos convectivos masivos calientes en la secuencia principal debido a la fusión del ciclo CNO . La fusión de la capa de hidrógeno y la posterior fusión de helio del núcleo comienzan rápidamente después del agotamiento del hidrógeno del núcleo, antes de que la estrella pueda alcanzar la rama de gigante roja. Estas estrellas, por ejemplo las estrellas tempranas de la secuencia principal B, experimentan una rama subgigante breve y acortada antes de convertirse en supergigantes . También se les puede asignar una clase de luminosidad espectral gigante durante esta transición. [10]
En estrellas de secuencia principal de clase O muy masivas, la transición de secuencia principal a gigante y a supergigante se produce en un rango muy estrecho de temperatura y luminosidad, a veces incluso antes de que haya terminado la fusión del hidrógeno del núcleo, y la clase subgigante rara vez se utiliza. Los valores de gravedad superficial, log(g), de las estrellas de clase O son de alrededor de 3,6 cgs para las gigantes y 3,9 para las enanas. [11] A modo de comparación, los valores típicos de log(g) para estrellas de clase K son 1,59 ( Aldebarán ) y 4,37 ( α Centauri B ), lo que deja mucho margen para clasificar subgigantes como η Cephei con log(g) de 3,47. Ejemplos de estrellas subgigantes masivas incluyen θ 2 Orionis A y la estrella primaria del sistema δ Circini , ambas estrellas de clase O con masas superiores a 20 M ☉ .
Esta tabla muestra los tiempos de vida típicos en la secuencia principal (MS) y la rama subgigante (SB), así como cualquier duración del gancho entre el agotamiento del hidrógeno del núcleo y el inicio de la combustión de la capa, para estrellas con diferentes masas iniciales, todas con metalicidad solar (Z = 0,02). También se muestran la masa del núcleo de helio, la temperatura efectiva de la superficie, el radio y la luminosidad al inicio y al final de la rama subgigante de cada estrella. El final de la rama subgigante se define como cuando el núcleo se degenera o cuando la luminosidad comienza a aumentar. [8]
En general, las estrellas con menor metalicidad son más pequeñas y más calientes que las estrellas con mayor metalicidad. Para los subgigantes, esto se complica por las diferentes edades y masas centrales en el desvío de la secuencia principal . Las estrellas de baja metalicidad desarrollan un núcleo de helio más grande antes de abandonar la secuencia principal, por lo que las estrellas de menor masa muestran un gancho al comienzo de la rama subgigante. La masa del núcleo de helio de una estrella Z=0,001 ( población extrema II ) 1 M ☉ al final de la secuencia principal es casi el doble que la de una estrella Z=0,02 ( población I ). La estrella de baja metalicidad también es más de 1.000 K más caliente y más del doble de luminosa al comienzo de la rama subgigante. La diferencia de temperatura es menos pronunciada al final de la rama subgigante, pero la estrella de baja metalicidad es más grande y casi cuatro veces más luminosa. Existen diferencias similares en la evolución de estrellas con otras masas, y valores clave, como la masa de una estrella que se convertirá en supergigante en lugar de alcanzar la rama de gigante roja, son más bajos con baja metalicidad. [8]
Un diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) es un diagrama de dispersión de estrellas con temperatura o tipo espectral en el eje x y magnitud absoluta o luminosidad en el eje y. Los diagramas H – R de todas las estrellas muestran una clara banda diagonal de secuencia principal que contiene la mayoría de las estrellas, un número significativo de gigantes rojas (y enanas blancas si se observan estrellas suficientemente débiles), con relativamente pocas estrellas en otras partes del diagrama.
Las subgigantes ocupan una región por encima (es decir, más luminosa que) las estrellas de la secuencia principal y por debajo de las estrellas gigantes. Hay relativamente pocos en la mayoría de los diagramas H – R porque el tiempo que pasa como subgigante es mucho menor que el tiempo que pasa en la secuencia principal o como estrella gigante. Las subgigantes calientes, de clase B, apenas se distinguen de las estrellas de la secuencia principal, mientras que las subgigantes más frías llenan un espacio relativamente grande entre las estrellas frías de la secuencia principal y las gigantes rojas. Por debajo del tipo espectral K3, aproximadamente, la región entre la secuencia principal y las gigantes rojas está completamente vacía, sin subgigantes. [2]
Las trayectorias evolutivas estelares se pueden trazar en un diagrama H – R. Para una masa particular, estos trazan la posición de una estrella a lo largo de su vida y muestran una trayectoria desde la posición inicial de la secuencia principal, a lo largo de la rama subgigante, hasta la rama gigante. Cuando se traza un diagrama H-R para un grupo de estrellas que tienen la misma edad, como un cúmulo, la rama subgigante puede ser visible como una banda de estrellas entre el punto de desvío de la secuencia principal y la rama de la gigante roja. La rama subgigante sólo es visible si el cúmulo es lo suficientemente antiguo como para que entre 1 y 8 M ☉ estrellas hayan evolucionado alejándose de la secuencia principal, lo que requiere varios miles de millones de años. Los cúmulos globulares como ω Centauri y los cúmulos abiertos antiguos como M67 son lo suficientemente antiguos como para mostrar una rama subgigante pronunciada en sus diagramas de color-magnitud . ω Centauri en realidad muestra varias ramas subgigantes separadas por razones que aún no se comprenden completamente, pero parecen representar poblaciones estelares de diferentes edades dentro del cúmulo. [13]
Varios tipos de estrellas variables incluyen subgigantes:
Las subgigantes más masivas que el Sol cruzan la franja de inestabilidad de las Cefeidas , lo que se denomina primer cruce , ya que pueden volver a cruzar la franja más tarde en un bucle azul . En el rango de 2 – 3 M ☉ , esto incluye variables Delta Scuti como β Cas . [14] A masas más altas, las estrellas pulsarían como variables cefeidas clásicas mientras cruzan la franja de inestabilidad, pero la evolución subgigante masiva es muy rápida y es difícil detectar ejemplos. SV Vulpeculae ha sido propuesta como subgigante en su primer cruce [15] pero posteriormente se determinó que estaba en su segundo cruce [16]
Los planetas en órbita alrededor de estrellas subgigantes incluyen Kappa Andromedae b , [17] Kepler-36 byc, [18] [19] TOI-4603 b [20] y HD 224693 b . [21]