¿Cuándo exactamente una subgigante se convierte en una gigante roja?

La definición directa es en términos de dónde se encuentra una estrella en su trayectoria evolutiva en el diagrama HR (ver más abajo). Las estrellas de la rama subgigante son aquellas que han agotado su núcleo de hidrógeno y queman hidrógeno en una capa pero sus núcleos de He no han comenzado a contraerse significativamente . El claro aumento en la luminosidad marca el comienzo de la rama gigante roja. Esto ocurre cuando el núcleo se vuelve significativamente más masivo, no puede sostenerse a sí mismo hidrostáticamente y comienza a contraerse. Al mismo tiempo, la envoltura se expande y se vuelve convectiva y la capa que quema H se mueve hacia adentro y aumenta en temperatura y luminosidad.

La punta de la rama gigante roja es donde Él se enciende. Esto tiene lugar "explosivamente" en un núcleo degenerado si la estrella está por debajo de$2M_{\odot}$(no$5M_{\odot}$), pero comienza suavemente en estrellas de mayor masa. Esto hace que el núcleo se expanda, empuja el caparazón que quema H y reduce la luminosidad.

Diagrama HR que muestra la ubicación de las ramas subgigante y gigante roja en las trayectorias evolutivas de estrellas de diferente masa. Las huellas comienzan en la secuencia principal y evolucionan hasta el final de la secuencia principal, a través de la rama subgigante, sube la rama gigante roja, que termina cuando comienza la combustión del núcleo He y las estrellas se vuelven menos luminosas y más calientes.

Repasemos las etapas de la evolución posterior a la secuencia principal. Como referencia, las imágenes y gran parte del contenido se extrajeron de Introducción a la astrofísica moderna de Carroll y Ostlie . Dividiré esto en estrellas de baja masa ($\sim1\:\mathrm{M_\odot}$) y estrellas de masa intermedia (($\sim5\:\mathrm{M_\odot}$)

Evolución de baja masa

Arriba hay un Diagrama HR que representa el camino de una estrella de baja masa a través del espacio de fase de luminosidad-temperatura. La estrella abandona la Secuencia Principal de Edad Cero (ZAMS) una vez que el núcleo de la estrella se ha quedado sin hidrógeno y cesa la fusión de hidrógeno en helio. Como dijiste, comienzas a tener una ligera contracción del núcleo y luego el hidrógeno en una capa alrededor del núcleo comienza a quemarse, produciendo una capa de helio. Esta capa de hidrógeno que se quema hace que el núcleo continúe creciendo en tamaño y, en algún momento, se alcanza el límite de Schonberg-Chandrasekhar., esencialmente el límite de masa para el núcleo que es capaz de soportar la presión gravitacional de sí mismo y de la envolvente. Una vez que el núcleo se vuelve demasiado masivo, se contrae rápidamente, liberando una gran cantidad de energía potencial gravitacional que se vierte en la envoltura y hace que se caliente. En este punto, la estrella se encuentra al final de la rama subgigante (SGB) del camino y está a punto de ingresar a la rama gigante roja (RGB).

Con un núcleo colapsando (y la combustión continua de la capa de hidrógeno) produciendo enormes cantidades de energía y una envoltura que se está calentando, la estrella necesita alcanzar un equilibrio. Esto se logra mediante la expansión drástica de la envolvente. Esto, diría yo, es cuando la estrella se convierte en una gigante roja. Después de que la energía de contracción del núcleo se haya descargado en la envoltura y la envoltura se haya expandido debido al calentamiento. Suceden muchas más cosas después de este punto, incluido un dragado del núcleo y el flash de helio, pero eso está fuera del alcance de su pregunta.

Evolución de masa intermedia

Este es el Diagrama HR que representa la trayectoria de una estrella de masa intermedia cuando sale de la ZAMS. La mayor parte de la descripción que proporcioné anteriormente es aplicable aquí, ya que la estrella de masa intermedia sigue el mismo proceso. Sólo hay algunas diferencias en los detalles. La principal diferencia que puede notar es que a medida que la estrella se mueve a lo largo del SGB, en realidad disminuye su luminosidad hacia el final antes de aventurarse en el RGB. Esto se debe simplemente al hecho de que después de que el núcleo se contrae y libera energía en la envoltura, la envoltura es mucho más grande que la carcasa de baja masa, por lo que puede absorber mucha más energía antes de necesitar volver a equilibrarse. Durante un tiempo, el núcleo se contrae, descargando energía en la envoltura, y la luminosidad general de la estrella disminuye porque la energía del núcleo aún no ha encontrado la salida de la estrella. pero la estrella ahora es más pequeña. Una vez que la envoltura alcanza su consumo máximo de energía, se expande, al igual que en el estado de baja masa.$-$simplemente se necesita más tiempo y energía para llegar a este punto.

No se si esto responde a tu pregunta, pero ambas estrellas sufren el mismo proceso, lo que pasa con las subgigantes es que la nube de electrones libres detiene un poco el proceso, pero en las estrellas masivas esta nube no se ha alterado.

Nube de electrones degenerados: partículas que no interactúan con presión y otras características físicas determinadas por efectos mecánicos cuánticos. Es el análogo de un gas ideal en la mecánica clásica. El estado degenerado de la materia, en la medida en que se desvía de un gas ideal, surge a una densidad extraordinariamente alta (en estrellas compactas) oa temperaturas extremadamente bajas en los laboratorios. Ocurre para partículas de materia como electrones, neutrones, protones y fermiones en general, en cuyo caso se denomina materia degenerada de electrones, materia degenerada de neutrones, etc. En una mezcla de partículas, como iones y electrones en enanas blancas o metales, los electrones pueden degenerar, mientras que los iones no.