Nhánh phụ là một giai đoạn trong quá trình tiến hóa của các ngôi sao có khối lượng thấp đến trung bình. Các ngôi sao có loại quang phổ phụ không phải lúc nào cũng nằm trên nhánh phụ của tiến hóa và ngược lại. Ví dụ, các ngôi sao FK Com và 31 Com đều nằm trong Hertzsprung Gap và có khả năng là các phần tử tiến hóa, nhưng cả hai thường được chỉ định các lớp độ sáng khổng lồ. Việc phân loại quang phổ có thể bị ảnh hưởng bởi tính kim loại, độ quay, đặc thù hóa học bất thường, v.v. Các giai đoạn ban đầu của nhánh phụ trong một ngôi sao như mặt trời được kéo dài với rất ít dấu hiệu bên ngoài của những thay đổi bên trong. Một cách tiếp cận để xác định các phân nhóm tiến hóa bao gồm sự phong phú về hóa học như Lithium được pha loãng trong các phân nhóm phụ,[5] và cường độ phát xạ của vành.[6]

Khi tỷ lệ hydro còn lại trong lõi của một ngôi sao dãy chính giảm dần, nhiệt độ lõi tăng lên và do đó tốc độ phản ứng nhiệt hạch tăng lên. Điều này khiến các ngôi sao tiến hóa chậm đến độ sáng cao khi chúng già đi và mở rộng dãy chính trong sơ đồ Hertzsprung bồi Russell.

Khi một ngôi sao trình tự chính ngừng hợp nhất hydro trong lõi của nó, lõi bắt đầu sụp đổ dưới trọng lượng của chính nó. Điều này làm cho nó tăng nhiệt độ và cầu chì hydro trong vỏ bên ngoài lõi, cung cấp nhiều năng lượng hơn so với đốt cháy hydro lõi. Các ngôi sao có khối lượng thấp và trung bình mở rộng và làm mát cho đến khoảng 5.000 K, chúng bắt đầu tăng độ sáng trong một giai đoạn được gọi là nhánh khổng lồ đỏ. Sự chuyển đổi từ chuỗi chính sang nhánh khổng lồ đỏ được gọi là nhánh phụ. Hình dạng và thời gian của nhánh con thay đổi đối với các ngôi sao có khối lượng khác nhau, do sự khác biệt trong cấu hình bên trong của ngôi sao.

Những ngôi sao có khối lượng rất thấp và cực kỳ thấp (sao lùn đỏ)

Sao lùn đỏ nhỏ hơn khoảng 0,4 lần khối lượng Mặt Trời là đối lưu khắp hầu hết các ngôi sao. Những ngôi sao này tiếp tục hợp nhất hydro trong lõi của chúng cho đến khi về cơ bản toàn bộ ngôi sao đã được chuyển đổi thành helium và chúng không phát triển thành các phần phụ. Các ngôi sao có khối lượng này có vòng đời chính dài hơn nhiều lần so với tuổi hiện tại của Vũ trụ.[7]

0,4 lần khối lượng Mặt Trời đến bằng khối lượng Mặt Trời (Sao loại K và sao loại G)

Các ngôi sao nhỏ hơn Mặt trời có lõi không đối lưu với độ dốc nhiệt độ mạnh từ tâm ra ngoài. Khi chúng hút hết hydro ở trung tâm của ngôi sao, một lớp hydro dày bên ngoài lõi trung tâm tiếp tục hợp nhất mà không bị gián đoạn. Ngôi sao được coi là một phần tử con vào thời điểm này mặc dù có rất ít thay đổi có thể nhìn thấy từ bên ngoài.[8]

Khối lượng lõi helium nằm dưới giới hạn Schonberg micro Chandrasekhar và nó vẫn ở trạng thái cân bằng nhiệt với lớp vỏ hydro nung chảy. Khối lượng của nó tiếp tục tăng và ngôi sao mở rộng rất chậm khi lớp vỏ hydro di chuyển ra ngoài. Bất kỳ sự gia tăng năng lượng nào từ vỏ đều đi vào việc mở rộng vỏ bọc của ngôi sao và độ sáng vẫn không đổi. Nhánh phụ cho các ngôi sao này ngắn, nằm ngang và đông dân cư, như có thể nhìn thấy trong các cụm rất cũ.[8]

Sau vài tỷ năm, lõi helium trở nên quá lớn để hỗ trợ trọng lượng của chính nó và trở nên thoái hóa. Nhiệt độ của nó tăng lên, tốc độ hợp hạch trong vỏ hydro tăng lên, các lớp bên ngoài trở nên đối lưu mạnh mẽ và độ sáng tăng lên ở cùng nhiệt độ hiệu quả. Ngôi sao hiện đang ở trên nhánh khổng lồ đỏ.[7]

Sao có khối lượng lớn hơn khối lượng Mặt Trời

Các ngôi sao lớn hơn Mặt trời có lõi đối lưu trên dãy chính. Chúng phát triển lõi helium lớn hơn, chiếm một phần lớn hơn của ngôi sao, trước khi chúng hút hết hydro trong toàn bộ khu vực đối lưu. Sự kết hợp trong ngôi sao chấm dứt hoàn toàn và lõi bắt đầu co lại và tăng nhiệt độ. Toàn bộ ngôi sao co lại và tăng nhiệt độ, với độ sáng bức xạ thực sự tăng lên mặc dù thiếu sự hợp nhất. Điều này tiếp diễn trong vài triệu năm trước khi lõi trở nên đủ nóng để đốt cháy hydro trong vỏ, làm đảo ngược nhiệt độ và độ sáng tăng lên và ngôi sao bắt đầu giãn nở và nguội đi. Móc này thường được định nghĩa là kết thúc của chuỗi chính và bắt đầu của nhánh con trong các ngôi sao này.[8]

Lõi của các ngôi sao dưới đây khoảng 2 lần khối lượng Mặt Trời vẫn còn dưới mức giới hạn Schönberg-Chandrasekhar, nhưng vỏ hydro fusion nhanh chóng làm tăng khối lượng của lõi ngoài giới hạn đó. Những ngôi sao đồ sộ hơn đã có lõi bên trên khối SchonbergTHER Chandrasekhar khi chúng rời khỏi chuỗi chính. Khối lượng ban đầu chính xác mà tại đó các ngôi sao sẽ hiển thị một cái móc và tại đó chúng sẽ rời khỏi chuỗi chính với các lõi vượt quá giới hạn SchonbergTHER Chandrasekhar phụ thuộc vào tính kim loại và mức độ vượt mức trong lõi đối lưu. Tính kim loại thấp làm cho phần trung tâm của các lõi có khối lượng thấp thậm chí không ổn định và quá mức làm cho lõi lớn hơn khi hydro cạn kiệt.[7]

Khi lõi vượt quá giới hạn CR, nó không còn có thể ở trạng thái cân bằng nhiệt với vỏ hydro. Nó co lại và các lớp bên ngoài của ngôi sao mở rộng và mát mẻ. Năng lượng để mở rộng lớp vỏ bên ngoài làm cho độ sáng bức xạ giảm. Khi các lớp bên ngoài đủ nguội, chúng trở nên mờ đục và buộc đối lưu bắt đầu bên ngoài lớp vỏ cầu chì. Sự giãn nở dừng lại và độ sáng bức xạ bắt đầu tăng lên, được định nghĩa là sự khởi đầu của nhánh khổng lồ đỏ cho những ngôi sao này. Sao có khối lượng ban đầu khoảng 1-2 có thể phát triển lõi helium thoái hóa trước thời điểm này và điều đó sẽ khiến ngôi sao đi vào nhánh khổng lồ đỏ như đối với các ngôi sao có khối lượng thấp hơn.[7]

Sự co rút lõi và mở rộng phong bì rất nhanh, chỉ mất vài triệu năm. Trong thời gian này, nhiệt độ của ngôi sao sẽ hạ nhiệt từ giá trị chuỗi chính của nó là 6.0003030.000   K đến khoảng 5.000   K. Tương đối ít ngôi sao được nhìn thấy trong giai đoạn tiến hóa của chúng và có một sự thiếu rõ ràng trong sơ đồ Hít R được gọi là khoảng cách Hertzsprung. Rõ ràng nhất là trong các cụm từ vài trăm triệu đến vài tỷ năm tuổi.[9]

Ngôi sao có khối lượng cực kì lớn

Ngoài khoảng 8-12 tùy thuộc vào tính kim loại, sao có lõi đối lưu khổng lồ nóng trên dải chính do CNO chu kỳ nhiệt hạch. Phản ứng tổng hợp vỏ hydro và phản ứng tổng hợp helium lõi tiếp theo bắt đầu nhanh chóng sau khi cạn kiệt hydro, trước khi ngôi sao có thể chạm tới nhánh khổng lồ đỏ. Những ngôi sao như vậy, ví dụ các ngôi sao chuỗi B sớm, trải qua một nhánh con ngắn và ngắn trước khi trở thành siêu sao. Họ cũng có thể được chỉ định một lớp độ sáng quang phổ khổng lồ trong quá trình chuyển đổi này.[10]

Trong các ngôi sao trình tự chính loại O rất lớn, sự chuyển đổi từ trình tự chính sang khổng lồ sang siêu lớp xảy ra trong một phạm vi nhiệt độ và độ chói rất hẹp, đôi khi ngay cả trước khi phản ứng tổng hợp hydro cốt lõi kết thúc, và lớp phụ hiếm khi được sử dụng. Các giá trị cho trọng lực bề mặt, log (g), của các ngôi sao hạng O là khoảng 3,6 css cho người khổng lồ và 3,9 cho người lùn.[11] Để so sánh, các giá trị log (g) điển hình cho các sao lớp K là 1,59 (Aldebaran) và 4,37 (α Centauri B), để lại nhiều phạm vi để phân loại các phân nhóm con như η Cephei với log (g) là 3,47. Ví dụ về các ngôi sao phụ khổng lồ bao gồm θ <sup id="mwsA">2</sup> Orionis A và ngôi sao chính của hệ thống δ Circini, cả hai ngôi sao hạng O có khối lượng trên 20.

Một vài tính chất

Bảng này cho thấy tuổi thọ điển hình của dãy chính (MS) và nhánh sao gần mức khổng lồ (SB), cũng như bất kỳ thời gian móc nào giữa sự cạn kiệt hydro cốt lõi và sự khởi đầu của quá trình đốt vỏ, đối với các ngôi sao có khối lượng ban ầu khác nhau, tất cả đều ở tính kim loại mặt trời (Z = 0,02). Cũng hiển thị là khối lượng lõi helium, nhiệt độ, bán kính và độ sáng hiệu dụng bề mặt ở đầu và cuối của nhánh phụ cho mỗi ngôi sao. Sự kết thúc của nhánh con được xác định là khi lõi bị thoái hóa hoặc khi độ sáng bắt đầu tăng.[8]

Nhìn chung, các ngôi sao có tính kim loại thấp hơn nhỏ hơn và nóng hơn các ngôi sao có tính kim loại cao hơn. Đối với các phần tử con, điều này phức tạp bởi các độ tuổi và khối lượng cốt lõi khác nhau ở lượt quay chuỗi chính. Các ngôi sao có tính kim loại thấp phát triển lõi helium lớn hơn trước khi rời khỏi chuỗi chính, do đó, các ngôi sao có khối lượng thấp hơn cho thấy một cái móc ở đầu nhánh phụ. Khối lượng lõi helium của Z = 0,001 (dân số cực đoan II) 1 sao ở phần cuối của dãy chính là gần gấp đôi so với một Z = 0,02 (dân tôi) sao. Ngôi sao có tính kim loại thấp cũng nóng hơn 1.000 K và phát sáng gấp đôi khi bắt đầu nhánh phụ. Sự khác biệt về nhiệt độ ít rõ rệt hơn ở phần cuối của nhánh phụ, nhưng ngôi sao có tính kim loại thấp thì lớn hơn và gần gấp bốn lần so với ánh sáng. Sự khác biệt tương tự tồn tại trong quá trình tiến hóa của các ngôi sao với các khối lượng khác và các giá trị chính như khối lượng của một ngôi sao sẽ trở thành siêu sao thay vì chạm tới nhánh khổng lồ đỏ thấp hơn ở mức độ kim loại thấp.[8]