亚巨星（英文：subgiant）， 恒星 离开 主序星 向巨星演化的最初阶段。亚巨星位于 赫罗图 的右上方，是介于巨星支和主序星支之间的一类恒星，其光度级为Ⅳ。
质量小于0.4个太阳质量的恒星，因整个恒星几乎都处于对流，氢（整个星体）在主序阶段都会转变为氦，所以不会经历亚巨星阶段。 0.4-1个太阳质量的恒星在消耗掉核心中的氢时，核心 散逸层 的厚重氢壳层会继续 核反应 而不会中断 核聚变 ，恒星从主序阶段进入亚巨星阶段。 1-8个太阳质量的恒星会发展出一个对流核心，核心开始收缩并增加温度，导致恒星膨胀和冷却，成为亚巨星分支的开始。 8-12个太阳质量的 恒星 在演化过程中，会将核心 氢燃烧 尽后，开始进行氢壳层和氦核心的燃烧，达到红巨星分支，期间会经历短暂的亚巨星分支。
由于亚巨星在 恒星演化 过程中时间比较短暂，所以导致能被观测到的亚巨星数量稀少。科学家们根据亚巨星的光度和初始质量等特点，通过 LAMOST望远镜 （LAMOST）光谱大数据等方法，从700万 恒星 中筛选出25万颗亚巨星，首次在银河系空间范围和恒星金属 丰度 范围内获取大样本恒星的高精度年龄。
简介
亚巨星，位于 主序星 （如 太阳 ）和巨星之间。它们比主序星更亮，但比巨星暗一些，在 恒星光谱 的MK二元分类中，亚巨星的光度级为IV级。 亚巨星的体积通常比主序星略大，但比巨星要小。光度是亚巨星的重要特征之一，可以帮助确定其演化阶段和性质。亚巨星的表面温度通常介于主序星和巨星之间，一般比主序星略低。温度可以通过 恒星 的光谱特征和颜色确定。 赫罗图 的X轴是恒星的温度或光谱类型，Y轴是 绝对星等 或光度的散射图。亚巨星占据在主序带（下图中从左上到右下的亮带）上方和巨星之下的区域。因亚巨星在 恒星演化 过程中停留的时间较短，所以观测的亚巨星样本较少，在赫罗图中表现为亚巨星支的恒星数量较少。对于温度更高、质量更大的B型星，当它们演化到亚巨星阶段时，和主序星时期区别不大。而小质量恒星演化到亚巨星阶段时，整体性质与其主序星和红巨星时期相比具有较为明显的区别。
当一组有相近年龄的 恒星 （如同一星团中的恒星）绘制 赫罗图 时，可以看见亚巨星分支是主序列带的中断（转折）点和红巨星分支之间的恒星带。因为1-8个太阳质量的 恒星演化 到离开主序列需要数亿年，因此只有当 星团 足够年老时，才能看见亚巨星分支。 球状星团 ，像是 半人马座 的ω星团和较为年老的疏散星团 M67 ，它们在 赫罗图 中显示出一个明显的亚巨星分支。
早期研究
亚当斯（Adams）和科尔斯舒特（Kohschutter）在发现确定恒星 绝对星等 的光谱方法后，便暗示了亚巨星的存在。1914年，科尔斯舒特继续研究这一方法。1922年，Luyten发现F3和K3类型的巨星和 矮星 之间的相同连续谱。1930年，斯特罗姆伯格（Stromberg）将 赫罗图 中绝对星等在MV=+2.5和+4之间、光谱类型从G0~K3的中等光度 恒星 称为亚巨星。
1935年， 亚当斯 等人根据威尔逊山的光谱 视差 绘制的赫罗图显示出明显的 亚纲 序列。 20世纪30年代，在已知的矮星、巨星和 超巨星 之外，李斯冲伯格和 杰拉德·柯伊伯 还发现了亚巨星和 亚矮星 的存在。1950年，斯多艾（J. Stoy）宣布发现了几个银河 星团 在赫罗图的“ 精细结构 ”。
恒星演化过程
主序星阶段
主序星 是处于青壮年期的 恒星 ，质量越高的恒星，演化到主序星的时间便越短。例如质量为10倍太阳质量的B3型 恒星 演化到主序星需要30万年，质量为1倍太阳质量的G2型恒星演化到主序星需要3000万年，质量为0.25倍太阳质量的 M5 恒星需要10亿年才能成为主序星。
恒星在 引力 的作用下恒星不断收缩，内部温度达到1500万K时，氢聚变为氦的 热核 反应开始全面发生。热核反应放出巨大能量，产生巨大的能与向内的恒星引力相抗衡的向外的压力，这种压力使星体停止收缩。这时期的 恒星 处于稳定状态， 主序星 阶段是恒星发展过程中持续时间最长的阶段，质量越小的恒星，其主序星阶段越长。 例如质量为50倍太阳质量的 恒星 在主序阶段大约停留100晚年，质量为15倍太阳质量的恒星在主序阶段大约停留1500万年，质量为1倍太阳质量的恒星在主序阶段大约停留100亿年，而质量仅为0.5倍太阳质量的恒星在主序阶段停留要长达2万亿年。
亚巨星阶段
当恒星通过 核聚变 耗尽核心中所有的氢时，它将走到其主序阶段的终点。由于没有核聚变过程来抵消重力的作用，核心将开始收缩，随着时间的推移密度也会越来越大。在这一过程中， 太阳 的温度会升高，并最终点燃核外剩余的氢。这个新的燃料源将产生巨大的能量，把 散逸层 向外推，使太阳的直径扩大到目前的两到三倍，使它变成一颗亚巨星。
巨星阶段
恒星经过主序星阶段后，会逐渐演化成亚巨星，再向前演化即形成巨星，巨星阶段，主序星内部氢逐步变为氦，且氦核的质量达到 恒星质量 的10%-15%，此时恒星内部的热核反应成为不循环的“氦燃烧”且星体体积急剧膨胀，而表面温度下降，后进一步演化成 红巨星 。
不同质量恒星演化
小质量恒星（0.08-1倍太阳质量）
质量小于0.4倍太阳质量的恒星在其大部分区域都具有对流性。这些恒星继续在其核心燃烧氢，直至整个恒星的氢转化为氦，所以它们不会经历亚巨星阶段。
0.4倍太阳质量到约1倍太阳质量之间的小质量恒星，其非对流核心具有从中心向外的强大 温度梯度 。当它们消耗掉核心中的氢时，核心 散逸层 的厚重氢壳层就会继续 核反应 而不会中断 核聚变 ，此时的恒星逐渐从主序阶段进入亚巨星阶段。
中等质量恒星（1-8倍太阳质量）
中等质量恒星在主序列上时有一个对流的核心。它们发展出更巨大的氦核，会占据恒星更大的区域，并从整个对流区排出氢。且恒星中的核聚变完全停止，核心开始收缩，温度随之增加。尽管缺乏核聚变，但整颗恒星开始缩小且温度与辐射光度增加。在恒星的核心变得足够热，能够点燃壳中的氢之前，这个过程将持续数百万年，而后逐渐膨胀和冷却，开始从主序列的末端进入亚巨星分支。
大质量恒星（8-12倍太阳质量）
质量在8-12个太阳质量的 恒星 ，在主序列上有大量的 碳氮氧循环 核聚变 的对流核心。这类恒星会将核心 氢燃烧 殆尽后，开始进行氢壳层和氦核心的燃烧，逐渐进入红巨星分支。这样的恒星，例如早期的B型 主序星 ，在成为巨星之前，只会经历短暂的亚巨星分支。它们在过渡期间的光谱类型也可能被归类为亚巨星。
分类
光谱分类
20世纪初，天文学家对50万颗 恒星 进行了光谱研究，并对 恒星光谱 出现情况进行了分类，即蓝色的“O”型、蓝白色的“B”型、白色的“A”型、黄白色的“F”型、黄色的“G”型、 橙色 的“K”型、红色的“M”型等。最后，发现它们与颜色也有关系。实际上这是一个 恒星 表面温度序列，从数万度的0型到2000~3000度的M型。1911年 丹麦 天文学家 赫茨普龙 ，1913年 美国 天文学家罗素各自独立根据恒星光谱型和光度的关系，建起著名的“光谱一光度图”。他们发现大多数 恒星 分布在左上方至右下方的一条狭长带内，从高温到低温的 恒星形成 一个明显的序列，称为“主序带”。其他还有 超巨星 、亮巨星、巨星、亚巨星、 亚矮星 和 伴星 等类型，而这一不同类型表示了它们有不同的光度。为了纪念两位科学家作出的贡献，人们称这种图为 赫罗图 。赫罗图是研究 恒星 的重要手段之一，它不仅显示了各类恒星的特点，同时也反映恒星的演化过程。在恒星的光谱分类中，O、B、A型称为“早型星”，F和G型称“中间光谱型”，K和M型称为“晚型星”。
相关研究
2013年2月，美国 宾夕法尼亚州立大学 的天文学家公布了他们找到的一颗距 地球 仅190光年的编号为 HD 140283 的亚巨星，其测定的年龄高达144.6亿年，误差为8亿年。
2016年，美国利哈伊大学天文学家约舒亚-佩珀（Joshua Pepper）使用“千度极端小型望远镜（KELT）”观测发现一颗明亮的亚巨星，它被命名为“KELT-11”，距离 地球 大约320光年，在搜寻该 恒星 的凌日现象时，探测到一颗极端膨胀、亚土星级 太阳系外行星 ，它环绕亚巨星KELT-11运行。
中国科学院国家天文台 的研究人员单素素博士等与 北京师范大学 、 曼彻斯特大学 的研究人员联合利用 LAMOST望远镜 时域 中国空间站工程巡天望远镜 数据，展开黑洞和 中子星 等 致密天体 的搜寻计划。在这项研究中，他们发现一个特殊的单线光谱 双星系统 LTD064402+245919。该双星系统由一颗亚巨星和一颗“看不见”的 天体 组成。这一发现是继2019年 刘继峰 等人利用新方法证认一颗平静态的 恒星级黑洞 之后，在狩猎致密天体方面取得的又一重要成果。这也标志着LAMOST黑洞猎手计划在研究致密天体领域取得了重要进展。该成果已在国际知名天文期刊《 天体物理学报 》上发表。
2022年3月24日，德国马普天文研究所的研究人员与向茂盛博士和Hans-WalterRix教授合作，在国际科学期刊《 自然 》以封面文章的形式发布一项重要成果。通过利用 中国科学院国家天文台 运行的 LAMOST望远镜 和 欧洲航天局 天体 测量 卫星 盖亚望远镜（Gaia）的 中国空间站工程巡天望远镜 观测数据，构建了包含25万颗亚巨星的高质量数据样本，并获取它们的精确年龄。 他们的研究揭示银河系演化的不同阶段，并发现在大约80亿年前存在银河系演化的分界线，早期形成厚盘和银晕，晚期形成薄盘。这些发现挑战了传统观念，对银河系早期形成历史提出新的见解。
中国科学院国家天文台的张萌博士、北京大学的 张华伟 研究员、以及 云南大学 的 刘晓为 教授等合作利用LAMOST对 主序星 和亚巨星的 丰度 展开了系统研究。他们发现了一批富钡恒星，其钡元素相对含量高达 太阳 的10到1000倍。通过 化学 运动学 分析，研究团队揭示了这些 恒星 可能源于至少两种不同的形成机制。这项工作对于深入了解此类恒星的形成机制，以及对银河系 星族 性质的全面理解具有重要科学意义。该研究成果已在知名 学术期刊 《 天体物理学报 》上发表。
通过光谱合成得到了约120颗F型、G型和K型第一 星族 亚巨星的锂丰度（ALi）。对于这些 恒星 中的每一颗，都可以使用CORAVEL 分光光度计 获得高精度的旋转速度。给出锂 丰度 随 有效温度 的变化规律，在5600K附近出现了一种不连续现象，比已知的转动不连续性要晚一些。根据上 普罗旺斯 天文台和欧洲南部天文台拉西拉（Chile）收集的观测数据。
俄亥俄州立大学 天文学家塔林杜·贾亚辛格（Tharindu Jayasinghe）和哈佛-史密松天体物理中心的天文学家艾尔-巴德里（El-Badry），通过重新分析发现，“ 独角兽 ”和“ 长颈鹿 ” 星系 处于一个罕见的 恒星 进化阶段。二者均为 双星系统 ，包含一颗年龄较大的 红巨星 和一颗走向生命末期阶段的亚巨星。这两颗星的距离非常接近，因此其中一颗星可以通过引力作用从另一颗星中吸取物质。 欧洲篮球联赛 Badry表示，随着这些亚巨星拥有更多的质量，它们会旋转得更快，这也是它们最初被误认为是黑洞的原因。
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赫罗图
赫罗图（英文名：Hertzsprung-Russell diagram）是指恒星的光谱类型与光度的关系图，由 丹麦 天文学家 赫茨普龙 与 美国 天文学家罗素分别于1911年和1913年各自独立提出。赫罗图是研究恒星演化的重要工具。 赫罗图的原始形式是绝对 视星等 与光谱型之间的关系曲线。然而，现在更常用的是其变体，其中使用连续的坐标代替不连续的光谱型。其中，最有用的形式之一是颜色- 星等 图（简称CMD），它展示颜色与星等之间的关系曲线。 沿 赫罗图 纵轴从下往上， 恒星 的光度逐渐增加， 绝对星等 减少；沿横轴从左往右，恒星的温度逐渐降低。因此位于右下角的恒星暗淡、温度低（表面温度通常低于3000K）、呈红色；左上角的恒星明亮、温度高（表面温度通常高于25000K）、呈蓝白色。
主序星
主序星（英文名：main sequence star），因其光度比巨星和亚巨星小，所以又叫 矮星 。在MK二元光谱分类中的光度级符号为罗马字V。主序星的光谱范围很广，从O型到M型。 太阳 是 G2 型的主序星。主序星的光度随着表面温度的增高而增大。质量从约百分之几到约60倍太阳质量，光度从约10-3到大于105倍太阳光度，半径从比太阳小一个数量级到太阳的20倍左右。
巨星
巨星（英文名：giant），在赫罗图上巨星的横向分布从 O型 到M型，纵向分布介于亚巨星支和亮巨星支之间。 恒星 光谱分类中光度级为Ⅲ的恒星。巨星最初的概念是比相同光谱型的矮星光度强得多、比超巨星光度弱得多的恒星。后来引申为：在一定的表面（有效）温度范围内，巨星的体积比 矮星 体积大，光谱晚型巨星尤其如此；但早型巨星与同谱型矮星相比，光度和半径都相差不多。