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 K temprana con magnitudes absolutas entre +2,5 y +4. Se las observó como parte de un continuo de estrellas entre las estrellas obvias de la secuencia principal, como el Sol , y las estrellas gigantes obvias, como Aldebarán , aunque menos numerosas que las estrellas de 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 relaciones de líneas y perfiles son sensibles a la gravedad y, por lo tanto, constituyen indicadores útiles de luminosidad, 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 demostraron que algunos de estos espectros eran mezclas 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 las estrellas de masa baja a intermedia. Las estrellas con un tipo espectral subgigante no siempre están en la rama subgigante evolutiva, y viceversa. Por ejemplo, las estrellas FK Com y 31 Com se encuentran en la brecha de Hertzsprung y probablemente sean subgigantes evolutivas, pero a ambas se les asignan a menudo 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 las 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, aumenta la temperatura del núcleo y, por lo tanto, aumenta la tasa 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, este comienza a colapsar por 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 quema de hidrógeno del núcleo. Las estrellas de masa baja e intermedia se expanden y se enfrían hasta que a unos 5.000 K comienzan a aumentar su luminosidad en una etapa conocida como la rama de gigante roja . La transición de la secuencia principal a la rama de gigante roja se conoce como la rama subgigante. La forma y la duración de la rama subgigante varían para estrellas de diferentes masas, debido a las diferencias en la configuración interna de la estrella.
Las estrellas con una masa inferior a 0,4 M☉ son convectivas en la mayor parte de su superficie. 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 una vida media en la secuencia principal mucho mayor que la edad actual del Universo. [7]
Las estrellas con un 40 por ciento de la masa del Sol y mayores 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 una subgigante en este punto, aunque hay pocos cambios visibles desde el exterior. [8] A medida que la capa de hidrógeno en fusión convierte su masa en helio, el efecto convectivo separa el helio hacia el núcleo donde aumenta muy lentamente la masa del núcleo no fusionado de plasma de helio casi puro. A medida que esto ocurre, la capa de hidrógeno en fusión 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 externas de la estrella al tamaño subgigante casi equilibra el aumento de energía generado por la fusión de la capa de hidrógeno, lo que hace que la estrella mantenga casi 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 zona habitable circunestelar potencial donde las órbitas planetarias estarán en el rango para formar agua líquida se desplaza mucho más hacia el interior de 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 un radio de 10 R ☉ liberará el 10 000 % de la energía. [ cita requerida ]
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 energía emitida por la capa se destina a expandir la envoltura de la estrella y la luminosidad se mantiene aproximadamente constante. La rama subgigante de estas estrellas es corta, horizontal y densamente poblada, como se puede observar en cúmulos muy antiguos. [8]
Después de entre mil 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 tasa 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 ahora está en la rama de gigante roja . [7]
Las estrellas tan masivas y más grandes que el Sol tienen un núcleo convectivo en la secuencia principal. Desarrollan un núcleo de helio más masivo, que ocupa 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 a aumentar su temperatura. La estrella entera se contrae y aumenta su 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 comienzo de la rama subgigante en estas estrellas. [8]
El núcleo de las estrellas por debajo de 2 M ☉ todavía está por debajo del límite de Schönberg-Chandrasekhar , pero la fusión de capas 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 en la que las estrellas mostrarán un gancho y en la que abandonarán la secuencia principal con núcleos por encima del límite de Schönberg-Chandrasekhar depende de la metalicidad y del grado de sobreimpulso en el núcleo convectivo. La baja metalicidad hace que la parte central de los núcleos incluso de baja masa sea inestable por convección, y el sobreimpulso hace que el núcleo sea más grande cuando se agota el hidrógeno. [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 externas de la estrella se expanden y se enfrían. La energía para expandir la envoltura externa hace que la luminosidad radiada disminuya. Cuando las capas externas se enfrían lo suficiente, se vuelven opacas y fuerzan la convección fuera de la capa en fusión. La expansión se detiene y la luminosidad radiada comienza a aumentar, lo que se define como el inicio de la rama de gigantes rojas para estas estrellas. Las estrellas con una masa inicial de aproximadamente 1–2 M ☉ pueden desarrollar un núcleo degenerado de helio antes de este punto y eso hará que la estrella ingrese a la rama de gigantes rojas como ocurre con las estrellas de menor masa. [7]
La contracción del núcleo y la expansión de la envoltura son muy rápidas y sólo duran unos pocos millones de años. En este tiempo, la temperatura de la estrella se enfriará desde su valor de secuencia principal de 6.000-30.000 K hasta alrededor de 5.000 K. Se observan relativamente pocas estrellas en esta etapa de su evolución y hay una aparente falta en el diagrama H-R conocido como brecha de Hertzsprung . Es más evidente en cúmulos de unos pocos cientos de millones a unos pocos miles de millones de años de antigüedad. [9]
Más allá de los 8–12 M ☉ , dependiendo de la metalicidad, las estrellas tienen núcleos convectivos masivos y calientes en la secuencia principal debido a la fusión del ciclo CNO . La fusión de la capa de hidrógeno y la posterior fusión del helio del núcleo comienzan rápidamente después del agotamiento del hidrógeno del núcleo, antes de que la estrella pueda alcanzar la rama gigante roja. Tales estrellas, por ejemplo las estrellas de la secuencia principal B temprana, 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 las estrellas de secuencia principal de clase O muy masivas, la transición de secuencia principal a gigante a supergigante ocurre en un rango muy estrecho de temperatura y luminosidad, a veces incluso antes de que haya terminado la fusión de hidrógeno del núcleo, y la clase subgigante rara vez se usa. Los valores para la gravedad superficial, log(g), de las estrellas de clase O son alrededor de 3,6 cgs para gigantes y 3,9 para enanas. [11] A modo de comparación, los valores típicos de log(g) para las 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. Los 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 de más de 20 M ☉ .
Esta tabla muestra los tiempos de vida típicos en la secuencia principal (MS) y la rama subgigante (SB), así como cualquier duración de enganche entre el agotamiento del hidrógeno del núcleo y el inicio de la quema 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 superficial efectiva, el radio y la luminosidad al inicio y al final de la rama subgigante para 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 las subgigantes, esto se complica por las diferentes edades y masas del núcleo en el punto de inflexión 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 1000 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 una 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 la temperatura o el tipo espectral en el eje x y la magnitud absoluta o luminosidad en el eje y. Los diagramas H-R de todas las estrellas muestran una banda diagonal clara de la secuencia principal que contiene la mayoría de las estrellas, una cantidad significativa 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 pocas en la mayoría de los diagramas H-R porque el tiempo que pasan como subgigantes es mucho menor que el tiempo que pasan en la secuencia principal o como estrellas gigantes. Las subgigantes calientes de clase B apenas se distinguen de las estrellas de la secuencia principal, mientras que las subgigantes más frías llenan un hueco 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 representar gráficamente 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 representa un diagrama H-R para un grupo de estrellas que tienen todas la misma edad, como un cúmulo, la rama subgigante puede ser visible como una banda de estrellas entre el punto de inflexión de la secuencia principal y la rama gigante roja. La rama subgigante solo es visible si el cúmulo es lo suficientemente antiguo como para que entre 1 y 8 estrellas M ☉ 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 por completo, pero que parecen representar poblaciones estelares de diferentes edades dentro del cúmulo. [13]
Entre los distintos tipos de estrellas variables se encuentran las subgigantes:
Las subgigantes más masivas que el Sol cruzan la franja de inestabilidad de las Cefeidas , llamada el primer cruce, ya que pueden cruzar la franja nuevamente más tarde en un bucle azul . En el rango de 2 a 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 de subgigantes masivas es muy rápida y es difícil detectar ejemplos. SV Vulpeculae ha sido propuesta como una 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 b y c, [18] [19] TOI-4603 b [20] y HD 224693 b . [21]