TOMO-XV- ESTRELAS ANÃS - PARTE 2

ESTRELAS SUPERDENSAS

A teoria prevê que estruturas competitivas e fases da matéria subatômica se apresentam nos núcleos de estrelas de nêutrons com raio < 8 km. Crédito: Fridolin Weber (San Diego State University) 2008.

São as estrelas onde a pressão exercida pelo peso estelar rompe a força de repulsão exercida pelos elétrons e termina por fundir o núcleo estelar condensada de partículas atômicas. Mas não acaba por ai, em determinadas condições a massa destas estrelas em especiais passa por outras modificações que alteram (em teoria) sua estrutura subatômica que podem gerar diversos estágios de formação da matéria.

Uma estrela normal com atmosfera de hélio e hidrogênio supermassiva passa após o colapso de supernova para uma estrela de nêutrons e príons condensados antes de virar uma estrela de nêutrons tradicional. Por influência do quão massivo era a estrela moribunda ela pode se tornar uma estrela hibrida de nêutrons e quarks ou uma estrela de híperon.

  Por uma influência ainda não bem conhecida, a estrela se condensa de tal forma que termina por formar uma estrela de quarks estranhos a estrela estranha. A estrela de quarks estranhos são um hipotético tipo de estrela exótica composto por matéria quark ou matéria estranha. Estas são fases ultra-densas de matéria degenerada teorizada como casos particulares formados a partir de estrelas de nêutrons massivas, presume-se que elementos da matéria escura desencadeiam sua formação.

Recentes pesquisas teóricas têm encontrado mecanismos pelos quais estrelas de quarks estranho podem apresentar diminuição do campos elétricos e densidades dos corpos em relação à anteriores previsões teóricas, fazendo com que tais estrelas se apresentem perfeitamente como estrelas de nêutrons.

 Abaixo trataremos detalhadamente os astros superdensos e sua matéria constituinte até o enigmático buraco negro.

ESTRELAS DE NÊUTRONS

   

 

Uma estrela supermassivas antes explodir, faz com que suas camadas internas se compactem mais ainda, os eletros perdem a batalha de tentar se repelir como conseguiam nas Anãs brancas, combinando-os com prótons e criando mais nêutrons assim.

Esquema da formação de uma estrela de nêutrons.

Assim ficamos com um objeto composto basicamente de nêutrons. A gravidade vence fazendo com que a estrela se compacte mais ainda, pois não á mais elétrons impedindo isto, pelo menos até a criação dos nêutrons.

Prótons e elétrons se fundindo virando nêutrons

Os nêutrons também têm a natureza de se repelirem mutuamente o que novamente brecara a gravidade formando um objeto estável de diminutas proporções e supermassivo chamado estrela de nêutrons. São dois os tipos de estrelas de nêutrons conhecidos os Magnetares e os Pulsares.

 

  

MAGNETARES

Magnetar é uma estrela de nêutrons com alto valor de campo magnético. Possui campo magnético estimado em 1 bilhão de teslas. Tem como característica principal a alta emissão de raios X e raios gama. Apesar de toda a sua energia, os magnetares não são sempre objecto brilhantes. A oportunidade de os estudar acontece quando surgem, sem aviso, erupções que podem durar desde horas a meses, e que emitem luz visível e noutros comprimentos de onda.

A remanescente de Supernova N49 em composição de imagens do Chandra & Hubble mostram uma estranha bolha azul que aparece isolada. Provavelmente seja uma esfera  de escombros remanescente de uma poderosa supernova que se comportou de maneira fora do normal originando a esfera e um furioso magnetar chamado SGR 0526-66 (SGR quer dizer Soft Gamma ray Repeater, um objeto que periodicamente explode emitindo flashes de raios-gama).

Quando, em uma supernova, a estrela colapsa para uma estrela de nêutrons, o seu campo magnético aumenta dramaticamente (metade da dimensão linear aumenta o campo magnético em quatro vezes).

A supernova pode perder 10% da sua massa em uma explosão. Para que essas grandes estrelas (10 a 30 massas solares) não colapsem para um buraco negro, eles têm de lançar uma maior proporção de sua massa, talvez mais de 80%.

Estima-se que cerca de 1 em 10 explosões de supernovas tem uma magnetar como resultados. O magnetares são astros superdensos que condensam massas de uma estrela num volume incrivelmente menor algo em torno de 15 km de diâmetro. Possuem uma crosta de ferro com uma atmosfera de gás de elétrons, abaixo da crosta temos um manto de nêutrons e um núcleo de quarks com imensa densidade, são considerados astros híbridos entre uma estrela de nêutrons e quarks. Os magnetares têm um magnetismo 100 vezes maior que um pulsar, mas também são muito mais instáveis, pois ainda não compactaram todos os eletros com os prótons formando neutros em toda área estrela como no pulsares.  Os magnetares giram a velocidades enormes, algo em torno de 25000 Km/h isto gera temperaturas enormes que aumentam demasiadamente a pressão interior, isto cedo ou tarde ira gerar terremotos superficiais que por fim podem liberar muita energia, esta pode destrocar a estrela dependendo da intensidade.

Os magnetares não são apenas as estrelas mais magnéticas que se conhece estas estrelas representam uma nova maneira de fazer uma estrela brilhar, pois não são alimentados por um mecanismo convencional como a fusão nuclear, a rotação ou a acreção mesmo que não intensamente.

PULSARES

À medida que uma estrela vai perdendo energia, sua matéria é comprimida em direção ao seu centro, ficando cada vez mais densa. Quanto mais a matéria da estrela se move em direção ao seu centro, mais rapidamente ela gira. Este giro frenético dos pulsares pode cer da ordem em alguns casos de centenas de vezes por segundo.

Pulsares convencionais

Campo magnético de um pulsar.

 Qualquer estrela possui um campo magnético que em geral é fraco, mas quando o núcleo de uma estrela é comprimido até se tornar uma estrela de nêutrons, o seu campo magnético também sofre compressão, com isso as linhas de campo magnético ficam mais densas, dessa forma tornam o campo magnético muito intenso, esse forte campo junto com a alta velocidade de rotação passa a produzir fortes correntes elétricas na superfície da estrela de nêutrons.

Os prótons e elétrons ligados de maneira "fraca" à superfície dessas estrelas são impulsionados para fora e fluem, pelas linhas do campo magnético, até os pólos norte e sul da estrela. O eixo eletromagnético da estrela de nêutrons não necessita estar alinhado com o eixo de rotação. Com o desalinhamento entre o eixo magnético e o de rotação, a estrela emite uma enorme quantidade de radiação pelos pólos, que varre diferentes direções no espaço, sendo assim só podemos detectar as estrelas de nêutrons quando nosso planeta está na direção da radiação emitida pela estrela. Essa radiação recebe o nome de pulso, pois vem até nós como uma série de pulsos eletromagnéticos luz emitida pelos pulsares no espectro visível é tão pequena que não é possível observá-la a olho nu. Somente os radiotelescópios podem detectar a forte energia que eles emitem.

PULSARES SILENCIOSOS

O telescópio FERMI revela os segredos dos pulsares silenciosos que só irradiam na faixa de raios-gama, radiação muito energética.

Acima as descobertas incluem 16 novos pulsares identificados tão somente por sua emissão pulsante de raios gama (pulsares silenciosos na faixa de rádio). O mapa celeste acima mostra uma visão nas frequências do espectro dos raios gama, alinhado com o plano da nossa galáxia, a Via Láctea, destacando as posições destes 24 pulsares. Os 16 novos pulsares silenciosos foram marcados com círculos amarelos. Neste mapa, os 08 pulsares de milissegundo de rádio já conhecidos estão circulados na cor magenta. Corpos estelares bizarros, os pulsares Vela, Crab (Caranguejo) e Geminga à direita são os mais brilhantes no céu de raios gama, mapeado pelo FERMI. Os pulsares Taz, Eel, e Rabbit (Coelho) ganharam seus nomes por causa das nebulosas às quais pertencem e energizam. Os pulsares Gamma Cygni e CTA 1º à esquerda, residem dentro de suas nebulosas remanescentes de supernova em expansão, do mesmo nome.

Pulsares de Milissegundo

Estrela de nêutrons com disco de acresção (à esquerda), alimentando-se de matéria da companheira binária (à direita). Crédito:Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF

Um time de astrônomos descobriu um sistema binário singular que é o “elo perdido” da fase do nascimento dos pulsares super rápido que apresenta períodos de rotação da ordem de milissegundos. Estes ‘pulsares de milissegundo’ são considerados os objetos estelares que giram mais rapidamente no Universo.

“Há algum tempo nós achamos que conhecíamos a maneira pela qual estes pulsares são acelerados até girarem tão rapidamente e este sistema binário está nos mostrando agora este processo em ação”, falou Anne Archibald da universidade McGill em Montreal, Canadá.

 

Estrela de Quarks

Uma estrela de quarks pode ser formada de uma estrela de nêutron através de um processo chamado deconfinamento de quarks. Este processo pode produzir uma supernova quark. A estrela resultante pode conter quarks livres em seu interior. O processo pode liberar imensas quantidades de energia, talvez sendo uma das mais energéticas explosões existentes. É provável que as grandes erupções de raios gama evidenciadas pela astronomia sejam supernovas quark. Uma estrela quark situa-se entre as fases de estrelas de nêutrons e os buracos negros tanto em termos tanto de massa como densidade, e se suficiente massa adicional for somada à sua, ela colapsará em um buraco negro.

Estrelas de nêutrons que tenham massa de 1.5–1.8 massas solares com rápida rotação são teoricamente as melhores candidatas à conversão. Sua quantidade é estimada em 1% da população das estrelas de nêutrons. Uma extrapolação baseada nisto indica que até 02 supernovas quark podem ocorrer no universo observável a cada dia.Teoricamente, estrelas de quark podem ser silenciosas em frequência de rádio, então estrelas de nêutrons silenciosas em rádio podem ser estrelas de quarks.

ESTRELA DE QUARKS STRANGELET

A energia necessária para converter uma estrela de nêutrons em um objeto que é conhecido como uma ‘estrela estranha’, que pode vir da aniquilação de partículas de matéria escura, ou seja, esta matéria seria o gatilho para a criação de uma estrela de Quarks Estranhos.

Depois de ter consumido seu combustível nuclear, as estrelas abaixo de certa massa crítica entram em colapso para formar as estrelas de nêutrons. Esses objetos incrivelmente densos são compostos quase que inteiramente de nêutrons, originados do colapso gravitacional em que os prótons e elétrons da estrela que perdeu sua capacidade de manter o equilíbrio gravitacional e acaba por se fundir, formando os nêutrons. Supõe-se que uma fonte externa de energia adicional, as estrelas de nêutrons podem se tornar estrelas estranhas, ultra densas, que contem a matéria estranha, ou melhor, uma sopa de quarks para cima (up), para baixo (down) e estranho (strangelet) desvinculados.

Representação de um nêutron que é composto de 03 quarks (um up e dois down) em equilíbrio. A força forte é mediada pelos glúons (ondas em branco). A força forte tem 03 cores de carga azul, vermelho e verde. As cores oscilam circulando entre os quarks, ou seja, a cor azul não está vinculada necessariamente ao up, como mostrado neste diagrama.

Diagrama compara o tamanho e composição de uma estrela de nêutrons com os de uma 'estrela estranha'. Crédito: CXC/M Weiss.

A ideia é que com a adição desta energia para um volume limitado da estrela de nêutrons, se liberam os quarks up e down confinados dentro dos nêutrons. Alguns destes quarks se converterão naturalmente em quarks estranhos, produzindo uma região conhecida de matéria estranha conhecida como strangelet. Teoricamente a matéria estranha é mais estável do que a matéria nuclear normal, os strangelets requerem menor energia para existir. Assim, como uma reação em cadeira, a energia excedente gerada pela conversão da matéria normal em mais quarks up e down que por sua vez levariam a criação de mais strangelets em um processo auto-alimentado, consistindo assim um processo térmico descontrolado ou uma de converter integralmente uma estrela de nêutrons em matéria estranha em cerca de um segundo ou menos.

 Embora ainda não haja provas claras de que corpos estranhos realmente existem, as observações de explosões de raios gama ultra brilhantes, mas muito curtas, no Universo, sugerem a existência de estrelas estranhas. Os pesquisadores argumentaram que a enorme energia necessária para produzir uma explosão de raios gama poderia ter sido originada na formação de um buraco negro, mas o grande número de partículas de matéria convencional nas vizinhanças do buraco negro iria absorver grande parte desta energia. Por outro lado, a conversão de uma estrela de nêutrons em uma estrela estranha, no entanto, poderia fornecer a energia necessária, mas sem a matéria circundante para absorvê-la.

Alguns especialistas têm sugerido que a ignição que cria a estrela estranha simplesmente vem da energia do colapso, ou colisão dos raios cósmicos de alta energia com a estrela. No entanto, se observou que o primeiro mecanismo exige que a estrela de nêutron tenha uma massa mínima e que o segundo mecanismo seria improvável para despejar esta energia de ignição no centro das estrelas, local onde seria necessária para iniciar a reação em cadeia.

Outra teoria sugere que a energia necessária para converter uma estrela de nêutrons em uma estrela estranha de quarks, pode vir da aniquilação de partículas de matéria escura, e como candidatos a compor este tipo de matéria os WIMPs (em português  partículas massivas que interagem fracamente com a matéria) são os mais sugestivos.

 Físicos Europeus e Americanos, propõem que o mecanismo de conversão pode ser uma boa maneira de definir um limite inferior para a massa dos WIMPs, calcularam que o processo de aniquilação de WIMPs, que ao se acumular no centro de estrelas, poderia fornecer essa energia necessária para a reação. Se confirmado, este mecanismo forneceria um novo limite inferior independente para a estimativa da massa de um WIMP. Isso seria estimado algo em torno de  04 GeV (4 giga elétron-volts), ou seja, metade da energia mínima que estipulada como necessário para iniciar a conversão da estrela de nêutrons segundo o processo sugerido (com cada WIMP fornecendo metade da massa-energia em cada colisão) em uma estrela estranha.

TOMO-XV- ESTRELAS ANÃS - PARTE 1

ESTRELAS ANÃS MASSIVAS

ESTRELAS BLUE STRAGGLERS

Essas estrelas incomuns são conhecidas como blue stragglers (algo como errantes azuis) e são comuns em formações estrelares como os aglomerados globulares (como o M53), geralmente se diferenciando por ser uma estrela aparentemente mais nova, de maior massa, ou as duas coisas somadas. Salientando-se das estrelas já envelhecidas mais avermelhadas que o Sol ao seu redor.

Qualquer estrela com esta característica já teria morrido a bilhões de anos por ser supermassiva, ou já muito envelhecidos como as demais nesses aglomerados. Sua origem possível seria de um sistema binário de estrelas (de pouca massa ambas ou uma do par ), com idade avançada, que entraram em uma espiral gravitacional e acabaram por se fundir em uma estrela mais massiva.

Em vários casos as estrelas não colidem simplesmente, mas batem e rebatem algumas vezes até se fundirem em um maior e mais maciça estrela.  Esta estrela será mais luminosa e quente tendo por tanto, uma cor mais azulada, o que a torna distinta entre tantas avermelhadas.

Estrelas anãs brancas intermediárias

 Estrela de Kapteyn uma Sub Anã.

Também conhecidas como estrelas Sub Anãs, cunhado por Gerard Kuiper em 1939, se referindo a uma série de estrelas com espectros anômalos que haviam sido previamente denominadas anãs brancas intermediárias. As sub-anãs se dividem em 02 tipos as frias e as quentes.

Sub-anãs frias OU TIPO A

Sub anã fria SSSPM J1930-4311 (sdM7)

Tal como as estrelas da seqüência principal, as sub-anãs frias (das classes espectrais de G a M) produzem a energia através da fusão do hidrogênio. São estrelas sub anãs frias as de luminosidade abaixo do esperado para estrelas sub anãs. É observada uma baixa metalicidade dessas estrelas além de serem pobres em elementos mais pesados que o hélio. A metalicidade mais baixa das sub-anãs frias diminui a opacidade de suas camadas mais externas, o que reduz a pressão de radiação, resultando em uma estrela menor e mais quente para determinada massa.

Essa baixa opacidade também permite que elas emitam uma porcentagem maior de luz ultravioleta para o mesmo tipo espectral relativo a uma estrela de População I, uma característica conhecida como excesso de ultravioleta. Essas estrelas são, de maneira geral, membros do halo da Via Láctea; elas freqüentemente possuem altas velocidades espaciais em relação ao Sol.

ESTRELAS DE MASSA DEGENERADA

ESTRELAS SUB-ANÃS QUENTES OU TIPO B

Essas estrelas representam um estágio tardio na evolução de algumas estrelas, quando uma estrela gigante vermelha perde suas camadas de hidrogênio externas antes de o núcleo começar a fundir o hélio. As razões da ocorrência dessa perda de massa não são claras, mas acredita-se que a interação das estrelas em um sistema de estrelas binárias seja um dos principais mecanismos. Sub-anãs quentes solitárias podem ser o resultado da fusão de duas anãs brancas.

Sendo mais luminosas que as anãs brancas, constituem um importante componente na população de estrelas quentes em velhos sistemas estelares, como aglomerados globulares, galáxias em espiral, bulbos e galáxias elípticas. Essas estrelas se destacam em imagens em ultravioleta. Prevê-se que as sub-anãs B se tornem anãs brancas sem passar por nenhum outro estágio de estrela gigante. Essas estrelas possuem massas de aproximadamente 0.5 massas solares, e elas contêm apenas 1% de hidrogênio, sendo o restante composto por hélio. O raio dessas estrelas varia de 0.15 a 0.25 raios solares, e a temperatura de 20000 a 40000 ºK .

ANÃS BRANCAS

São as mais duradoras do universo, cerca de noventa e oito por cento das estrelas do universo tem como final de vida este destino, entretanto ao redor de nossa estrela somente seis por cento são estrelas neste estagio da vida. Estrelas com até 10 a Massa do sol não são massivas o suficiente para que a temperatura em seu núcleo seja suficientemente alta para que possam fundir carbono em reações de nucleossíntese. Quando chegarem nesse estagio sua vida ira durar bilhões de anos a mais do que já viveu nossa estrela. Quando chegam ao fim estrelas com massa ate 10 vezes a do sol entram na fase em que o hidrogênio será todo consumido e as camadas externas pela combustão de hélio se expandirão devido às altas temperaturas do núcleo. Possivelmente as estrelas como o nosso sol chegarão a um diâmetro de 150 milhões de km, algo como a orbita da terra hoje em dia e assim permanecerão por cerca de 100 milhões de anos. Após terem se tornado gigante vermelhas durante a fase de queima nuclear de Hélio em Hidrogênio, se contrairá expelindo suas camadas externas formando uma nebulosa planetária e deixando para trás um núcleo composto praticamente de carbono e oxigênio a uma temperatura muito alta (T > 100 000 K), o qual irá se transformar em uma jovem anã branca que brilha por causa de seu calor residual.

Embora este núcleo seja mil vezes mais luminoso que o Sol e com uma temperatura efetiva que pode chegar a 150 000 K, ele não tem uma fonte de energia adicional e irá gradualmente irradiar sua energia e esfriar. O núcleo, sem o suporte contra o colapso gravitacional oferecido pelas reações de fusão termonucleares, torna-se extremamente denso.

Seu estado condensado implica que a mesma quantidade de matéria está compactada em um volume tipicamente 01 milhão de vezes menor que o do Sol, o que faz com que sua densidade média seja 01 milhão de vezes maior que a densidade média do Sol ficando a matéria está em um estado degenerado.

O colapso gravitacional da anã branca é barrado apenas pela pressão de degenerescência eletrônica. A matéria degenerada comporta-se de um modo levemente contra-intuitivo; por exemplo, quanto maior é a massa de uma anã branca, menor ela será e maior será sua densidade. Nos anos de 1930, isto foi explicado por meio da mecânica quântica: o peso de uma anã branca é suportado pela pressão de degenerescência eletrônica, a qual depende da densidade e não da temperatura. O modelo do gás de Fermi ajuda a compreender melhor este efeito.

A estrela se contrai pela ação da gravidade até agrupar a massa de eletros, mesmo que os elétrons se repilam mutuamente, freando a desintegração, e ainda gerando energia suficiente para ainda continuar brilhando por inúmeros bilhões de anos.

Elétrons degenerados comprimidos pela gravidade.

A maior massa de uma anã branca, além da qual a pressão da matéria degenerada não pode mais suportá-la, é em torno de 1,4 a Massa do sol. Uma anã branca com massa maior do que este limite (conhecido como limite de Chandrasekhar) pode explodir em uma supernova.

Esquema evolutivo de uma estrela até se tornar uma anã branca.

À medida que esfriam, as anãs brancas passam pelas chamadas faixas de instabilidade assim começam a pulsar, tornando-se anãs brancas pulsantes.

Como as anãs brancas esfriam vagarosamente, seriam necessárias centenas de bilhões de anos para que uma anã branca esfriasse o suficiente para deixar de ser visível, se transformando em anãs negras. Como a idade do universo é atualmente estimada em 13,7 bilhões de anos, elas ainda não tiveram tempo suficiente para esfriar a ponto de deixarem de ser visíveis. Mesmo as anãs brancas mais velhas do disco de nossa galáxia ainda estão visíveis, com luminosidades acima de 3x10^-5 a luminosidade do sol e temperaturas superficiais efetivas da ordem de 3700 K.

Uma anã branca típica tem cerca de 0,6 massas solares, com um tamanho algumas vezes maior que a Terra, o que faz das anãs brancas uma das formas mais densas de matéria (em média 109 kg/cm³; em alguns casos, pode chegar a 10.000 kg/cm³!), superadas apenas pelas estrelas de nêutrons, buracos negros, e pelas hipotéticas estrelas de quarks. Quanto maior a massa de uma anã branca, menor seu tamanho.

Existe um limite máximo para a massa de uma anã branca, o limite de Chandrasekhar (cerca de 1,4 vezes a massa do Sol). Se esse limite é excedido, a pressão exercida pelos elétrons deixa de ser suficiente para contrabalançar a força gravitacional, e a estrela colapsa para uma estrela de nêutrons. As anãs brancas de carbono/oxigênio evitam esta fatalidade através de uma reação de fusão nuclear que leva a uma explosão de supernova tipo Ia, antes de atingir o limite de massa.

Apesar deste limite, a maioria das estrelas termina suas vidas como anãs brancas, desde que elas tendem a ejetar mais massa no espaço antes do colapso final, freqüentemente gerando uma espetacular nebulosa planetária. É por causa disso que mesmo estrelas com 0,8 massas solares terminarão como anãs brancas, esfriando gradualmente durante bilhões de anos até tornarem-se anãs negras.

ANÃ NEGRA

Uma estrela anã negra é um objeto estelar hipotético: uma anã branca é uma estrela tão velha que esfriou o suficiente para não mais emitir luz. Para a idade do universo estimada atualmente em 13,7 bilhões de anos, não se espera que nenhuma anã branca tenha tido tempo suficiente para esfriar a tal ponto. Mesmo se estrelas anãs negras existissem, elas seriam extremamente difíceis de serem detectadas, desde que, por definição, elas emitiriam pouquíssima radiação, pois sua temperatura superficial estaria não muito acima da temperatura da radiação de fundo do universo algo entorno de  3 Kº. 

Seriam apenas detectáveis indiretamente, através de sua influência gravitacional sobre objetos próximos.

TOMO XIV - ESTRELAS DE GRANDE DIÂMETRO - PARTE 2

ESTRELAS DE GRANDE DIÂMETRO E POUCA MASSA

Nesta sequencia temos uma estrela bem conhecida da constelação de Orion Betelgeuse, apesar de estar a dezenas de anos luz seu tamanho gigantesco faz dela uma das mais luminosa do céu noturno.

Neste caso são estrelas que saíram da seqüência principal e por possuírem uma massa próxima a do nosso Sol se expandirão enquanto o seu núcleo converte queima o estoque de hélio.

Como um balão a energia liberada infla as camadas externas fazendo com que uma estrela com a massa do Sol passe de alguns milhões de km de diâmetro para dezenas ou centenas de milhões de km de extensão. A medida que se expande devido a grande área superficial vai aos poucos arrefecendo a temperatura desta e conseqüentemente alterando sua cor original, geralmente para o espectro vermelho.As camadas exteriores ainda possuem grande quantidade de hidrogênio e como uma cebola ira conforme se desenvolve o processo de queima de combustível alternando camada por camada até seu núcleo entrar em colapso. Se a estrela tiver pouca massa ira formar uma nebulosa planetária, ao ejetar suas camadas externas.

  

Estrelas Sub Gigantes

Acredita-se que sejam estrelas que estão terminando o ciclo de fusão de hidrogênio em seus núcleos. Em estrelas que tenham grosso modo uma massa solar, isto faz com que o núcleo se contraia, o que aumenta a temperatura do núcleo o suficiente para transformar a fusão do hidrogênio numa concha que envolve o núcleo. Isto faz com que a estrela entre em expansão, no processo para se tornar uma verdadeira gigante.

No início da fase de subgigante (tal como numa estrela como Procyon A), o diâmetro e o brilho aumentam, mas as mudanças de cor e temperatura não são muito significativas. Subgigantes que estão em processo de tornarem-se verdadeiras gigantes, têm diâmetros maiores e temperaturas mais baixas do que estrelas de massa similar na seqüência principal.