Uma subgigante é uma estrela mais brilhante que uma estrela da sequência principal da mesma classe espectral, mas não tão brilhante quanto as verdadeiras estrelas gigantes. O termo subgigante é aplicado tanto a uma classe de luminosidade particular, a classe IV no sistema de classificação espectral de Yerkes, quanto a um estágio na evolução estelar.
O estágio evolutivo de subgigante vem após a fase de sequência principal em estrelas de massa baixa e intermediária, quando a estrela já consumiu por fusão todo o hidrogênio em seu núcleo. Isso faz o núcleo contrair e aumentar de temperatura, e a estrela começa a fundir hidrogênio em uma camada ao redor do núcleo. A evolução pelo estágio de subgigante consiste em uma expansão da estrela e diminuição da temperatura superficial, enquanto a luminosidade permanece constante, gerando um ramo das subgigantes horizontal, visível no diagrama de Hertzsprung-Russell de aglomerados antigos. A fase de subgigante acaba quando a luminosidade estelar começa a aumentar, caracterizando o começo do ramo das gigantes vermelhas.
Classificação estelar O termo subgigante foi usado pela primeira vez em 1930 para se referir a estrelas de classe G ou classe K inicial com magnitudes absolutas entre +2,5 e +4. Foi notado que elas eram parte de um contínuo de estrelas entre as estrelas da sequência principal como o Sol e estrelas gigantes óbvias como Aldebaran, apesar de serem menos numerosas que estrelas da sequência principal ou gigantes.
O sistema de classificação espectral de Yerkes é um esquema bidimensional que usa uma letra e um número para denotar a temperatura de uma estrela (por exemplo A5 ou M1) e um número romano para indicar a luminosidade em relação a outras estrelas de mesma temperatura. Estrelas de classe de luminosidade IV são as subgigantes, localizadas entre a sequência principal (classe de luminosidade V) e as gigantes (classe de luminosidade III).
Em vez de definir as propriedades absolutas, o método típico de determinar uma classe de luminosidade de uma estrela é comparar seu espectro com o espectro de estrelas padrão. Muitas linhas espectrais possuem formatos e intensidades sensíveis à gravidade, sendo indicadores úteis de luminosidade. Algumas das características espectrais mais usadas para cada classe espectral são: O: intensidade relativa de emissão de N e absorção de He , emissão forte significa alta luminosidade B: perfil das linhas de Balmer e intensidade das linhas de O A: perfil das linhas de Balmer, linhas mais largas indicam luminosidade menor F: intensidade das linhas de Fe, Ti e Sr G: intensidade das linhas de Sr eFe, e largura das linhas H e K de Ca K: perfil das linhas H e K de Ca, razão das linhas Sr/Fe, e intensidade das linhas de MgH e TiO M: intensidade da linhas de Ca a 422,6 nm e bandas de TiO
Morgan e Keenan, quando estabeleceram o sistema de classificação bidimensional, listaram exemplos de estrelas padrão da classe luminosidade IV:
B0: γ Cassiopeiae, δ Scorpii B0.5: β Scorpii B1: ο Persei, β Cephei B2: γ Orionis, π Scorpii, θ Ophiuchi, λ Scorpii B2.5: γ Pegasi, ζ Cassiopeiae B3: ι Herculis B5: τ Herculis A2: β Aurigae, λ Ursae Majoris, β Serpentis A3: δ Herculis F2: δ Geminorum, ζ Serpentis F5: Procyon, 110 Herculis F6: τ Boötis, θ Boötis, γ Serpentis F8: 50 Andromedae, θ Draconis G0: η Boötis, ζ Herculis G2: μ Cancri G5: μ Herculis G8: β Aquilae K0: η Cephei K1: γ Cephei
Análises posteriores mostraram que algumas desses objetos possuem espectros compostos de estrelas duplas ou são variáveis, e os padrões foram expandidos para incluir muitas outras estrelas, mas muitas das estrelas originais ainda são consideradas padrões da classe de luminosidade de subgigante. Estrelas de classe O e estrelas mais frias que K1 raramente recebem classes de luminosidade de subgigante.
Evolução estelar
Estrelas subgigantes também podem ser definidas como um estágio na evolução estelar de estrelas de massa baixa e intermediária, formando um ramo das subgigantes no diagrama de Hertzsprung-Russell. Estrelas com um tipo espectral de subgigante não estão necessariamente no ramo das subgigantes evolucionário, e vice-versa. Por exemplo, as estrelas FK Com e 31 Com estão ambas na lacuna de Hertzsprung e são provavelmente subgigantes evolucionárias, mas receberam classes de luminosidade de gigante. A classificação espectral pode ser influenciada por fatores como metalicidade, rotação e peculiaridades químicas. A parte inicial do ramo das subgigantes em uma estrela como o Sol é prolongada, com poucos indícios externos de mudanças no interior. Uma forma de identificar subgigantes evolucionárias é a determinação de abundâncias químicas como de lítio, que é diluído em subgigantes, ou a medição da intensidade das emissões coronais.
Conforme a fração de hidrogênio remanescente no núcleo de uma estrela da sequência principal diminui, a temperatura do núcleo aumenta e assim a taxa de fusão aumenta. Isso faz a estrela evoluir lentamente para altas luminosidades conforme ela envelhece, gerando um alargamento da sequência principal no diagrama de Hertzsprung-Russell.
Quando uma estrela da sequência principal termina de fundir hidrogênio em seu núcleo, o núcleo começa a colapsar pela sua gravidade. Isso faz ele aumentar de temperatura e a fusão de hidrogênio passa a ocorrer em uma camada ao redor do núcleo, que fornece mais energia do que a queima de hidrogênio no núcleo. Estrelas de massa baixa e intermediária se expandem e esfriam até uma temperatura superficial de cerca de 5 000 K, quando então começam a aumentar de luminosidade em um estágio conhecido como o ramo das gigantes vermelhas. A transição entre a sequência principal e o ramo das gigantes vermelhas é chamada de ramo das subgigantes. A morfologia e duração do ramo das subgigantes varia dependendo principalmente da massa estelar, devido a diferentes estruturas internas.
Estrelas de massa muito baixa Estrelas menos massivas que aproximadamente 0,4 M☉ possuem interiores completamente convectivos. Essas estrelas continuam fundindo hidrogênio em seus núcleos até essencialmente a estrela inteira for convertida para hélio, não evoluindo para subgigantes. Estrelas com essa massa têm tempos de vida na sequência principal muito maiores que a idade atual do Universo.
Estrelas de 0,4 a 1 M☉
Estrelas com menos massa que o Sol têm núcleos não convectivos com um forte gradiente de temperatura do centro para fora. Quando elas consomem todo o hidrogênio no núcleo, uma grande camada de hidrogênio ao redor do núcleo central continua fundindo sem interrupção. A estrela é considerada uma subgigante nesse ponto, mas há poucas diferenças visíveis do exterior.
A esse ponto, a massa do núcleo de hélio continua baixo do limite de Schönberg–Chandrasekhar e o núcleo permanece em equilíbrio termal com a camada de fusão de hidrogênio. A massa do núcleo continua crescendo e a estrela lentamente aumenta de tamanho conforme a casca de hidrogênio migra para fora. Todo aumento na produção de energia na casca é compensado por uma expansão do envelope e a luminosidade da estrela é mantida constante. O ramo de subgigante para essas estrelas é curto, horizontal e densamente populado, como visto em aglomerados antigos.
Após vários bilhões de anos, o núcleo de hélio fica massivo demais para aguentar seu peso e torna-se degenerado. Sua temperatura aumenta, a taxa de fusão na camada de hidrogênio aumenta, as camadas externas ficam convectivas, e a luminosidade da estrela aumenta com uma temperatura superficial aproximadamente constante. A estrela entra no ramo das gigantes vermelhas.
Estrelas com mais de 1 M☉ thumb|upright=1.2|Caminho evolucionário de uma estrela de 1 M☉ com metalicidade solar, mostrando um ramo das subgigantes horizontal, após a saída da sequência principal Estrelas mais massivas que o Sol têm um núcleo convectivo na sequência principal. Elas desenvolvem um núcleo de hélio massivo, que abrange uma fração maior da estrela, até consumirem todo o hidrogênio na região convectiva. A estrela deixa de realizar fusão nuclear e o núcleo começa a contrair e aumentar de temperatura. A estrela inteira contrai e aumenta de temperatura, com a luminosidade irradiada aumentando apesar de não haver fusão. Isso continua por alguns milhões de anos até o núcleo ficar quente o bastante para ativar a fusão de hidrogênio em uma casca, o que reverte o aumento de temperatura e luminosidade e a estrela começa a expandir e esfriar. Nessas estrelas, esse "gancho" é normalmente definido como o fim da sequência principal e o começo do ramo das subgigantes.
O núcleo de estrelas com menos de cerca de 2 M☉ ainda está abaixo do limite de Schönberg–Chandrasekhar, mas eventualmente a fusão da camada de hidrogênio aumenta a massa do núcleo além desse limite. Estrelas mais massivas já têm núcleos acima do limite de Schönberg–Chandrasekhar quando deixam a sequência principal. A massa inicial exata em que estrelas mostram um gancho e em que saem da sequência principal com núcleos acima do limite de Schönberg–Chandrasekhar depende da metalicidade e do tamanho da zona de convecção no núcleo (convective overshooting). Uma baixa metalicidade torna núcleos de menor massa instáveis à convecção, e uma convecção estendida faz o núcleo ser maior quando o hidrogênio se esgotar.
Quando o núcleo passa do limite de Schönberg–Chandrasekhar, ele não pode mais ficar em equilíbrio termal com a camada de hidrogênio. Ele contrai e as camadas externas da estrelas se expandem e esfriam. A energia para expandir o envelope externo causa uma diminuição na luminosidade irradiada pela estrela. Quando as camadas externas esfriam o bastante, elas se tornam opacas e forçam a ocorrência de convecção no exterior da camada em fusão. A expansão acaba e a luminosidade da estrela começa a aumentar, o que é definido como o ponto de começo do ramo das gigantes vermelhas. Estrelas com uma massa inicial de aproximadamente 1–2 M☉ podem desenvolver um núcleo de hélio degenerado antes desse ponto e entram no ramo das gigantes vermelhas como as estrelas de massa menor.
A contração do núcleo e expansão do envelope é muito rápida, levando apenas alguns milhões de anos. Nesse tempo a temperatura da estrela diminui de seu valor na sequência principal de 6 000 – 30 000 K para cerca de 5 000 K. Como esse estágio evolutivo é muito rápido, a probabilidade de detectar uma estrela nele é pequena, resultando em uma lacuna no diagrama HR conhecida como lacuna de Hertzsprung. Ela é mais evidente em aglomerados com idade entre algumas centenas de milhões e alguns bilhões de anos.
Estrelas massivas Além de aproximadamente 8–12 M☉, dependendo da metalicidade, as estrelas têm núcleos convectivos quentes e massivos na sequência principal devido à fusão pelo ciclo CNO. A fusão da casca de hidrogênio e subsequente fusão do núcleo de hélio começam rapidamente após o esgotamento do hidrogênio no núcleo, antes da estrela poder atingir o ramo das gigantes vermelhas. Essas estrelas, como as mais quentes estrelas de classe B da sequência principal, passam por um curto e reduzido ramo das subgigantes antes de se tornarem supergigantes. Elas também podem receber uma classe de luminosidade de gigante durante essa transição.