Sin usar magnitudes absolutas o isócronas, ¿cómo podríamos decir la edad y el estado evolutivo de una estrella?

Los métodos habituales para estimar edades estelares implican aproximaciones de isocronas . También puede ayudar a estimar el radio de una estrella al correlacionar su magnitud absoluta con la temperatura efectiva y la magnitud aparente. En ausencia de estas mediciones u observaciones de la variabilidad reveladora, ¿cómo podría adivinar la edad y el estado evolutivo de una estrella?

Dado un único espectro de alta resolución como su único punto de datos, ¿qué tan fácil es inferir con precisión la edad y el estado evolutivo de una estrella? Por ejemplo, ¿cómo diferiría el espectro entre una enana roja y un gigante rojo, ambos con T _ {\ mathrm {eff}} = 4000 ~ \ mathrm {K} ? ¿O entre dos enanas rojas de edades entre 2 ~ \ mathrm {Gyr} y 8 ~ \ mathrm {Gyr} ?$(R\gtrsim 50000)$$T_{\mathrm{eff}} = 4000~\mathrm{K}$$2~\mathrm{Gyr}$$8~\mathrm{Gyr}$

Una buena respuesta podría describir cómo la gravedad superficial $(\log g)$ afecta a las líneas espectrales (y cómo esto se relaciona con la masa y el radio estelares), qué elementos podríamos observar más fuertemente en las diferentes etapas de la evolución y algunos resultados de observación de la giroccronología .

Los espectros de un gigante rojo y una enana roja son completamente diferentes , por lo que no hay mucho que decir sobre esto y distinguir gigantes y enanos es simple. Por ejemplo, las líneas alcalinas son casi inexistentes en las gigantes rojas, pero fuertes en las enanas rojas. La teoría de por qué sucede esto tiene que ver con el aumento de la gravedad superficial y la presión; es la materia de un curso estándar de postgrado / pregrado sobre atmósferas estelares, no una respuesta SE.

El hecho es que un espectro R = 50,000 con una relación de señal a ruido decente le dará con bastante facilidad la temperatura (a 100K), la gravedad superficial (a 0.1 dex) y la metalicidad (a 0.05 dex), además de una gran cantidad de otras abundancias elementales ( incluyendo Li) a precisiones de aproximadamente 0.1 dex.

¿Qué puedes hacer con esto?

Puede trazar la estrella en el plano log g vs Teff y compararla con isócronas teóricas apropiadas para la metalicidad de la estrella. Esta es la mejor manera de estimar la edad de una estrella de tipo solar (o más masiva), incluso si no tiene una distancia y es el método más utilizado. Qué tan bien funciona esto y cuán inequívocamente depende de la etapa evolutiva de la estrella. Para estrellas como el Sol, obtienes una precisión de edad de quizás 2 Gyr. Para las estrellas de masa más baja, bueno, apenas se mueven mientras están en la secuencia principal en 10Gyr, por lo que no puede estimar la edad de esta manera a menos que sepa que el objeto es una estrella de secuencia pre-principal (ver más abajo).

Puedes mirar la abundancia de Li. La abundancia de Li cae con la edad para las estrellas de masa solar y por debajo. Esto funcionaría bastante bien para estrellas parecidas al sol de edades de 0.3-2Gyr y para estrellas tipo K de 0.1-0.5 Gyr y para enanas M entre 0.02-0.1 Gyr, es decir, en el rango desde donde Li comienza a agotarse en la fotosfera hasta la edad en que todo se fue. La precisión típica puede ser un factor de dos. Una gran abundancia de Li en enanos K y M generalmente indica un estado de secuencia pre principal.

La giroscronología no es de mucha ayuda, eso requiere un período de rotación. Sin embargo, puede usar la relación entre la velocidad de rotación (medida en su espectro como velocidad de rotación proyectada) y la edad. Nuevamente, la aplicabilidad varía con la masa, pero de manera opuesta a Li. Los enanos M mantienen una rotación rápida durante más tiempo que los enanos G. Por supuesto, tiene el problema del ángulo de inclinación incierto.

Eso nos lleva a las relaciones actividad-edad. Puede medir los niveles de actividad magnética cromosférica en el espectro. Luego combine esto con relaciones empíricas entre la actividad y la edad (por ejemplo, Mamajek y Hillenbrand 2008). Esto puede darle la edad a un factor de dos para estrellas mayores de unos pocos cientos de Myr. Sin embargo, está mal calibrado para estrellas menos masivas que el Sol. Pero en general, un enano M más activo es probable que sea más joven que un enano M menos activo. Ciertamente debería distinguir entre un enano 2Gyr y 8Gyr M.

Si mide la velocidad de la línea de visión desde su espectro, esto puede darle al menos una idea probabilística de a qué población estelar pertenece la estrella. Las velocidades más altas tenderían a indicar una estrella más vieja. Esto funcionaría mejor si tuviera el movimiento adecuado (y preferiblemente la distancia también, rodar sobre los resultados de Gaia).

Del mismo modo, en un sentido probabilístico, las estrellas de baja metalicidad son más antiguas que las estrellas de alta metalicidad. Si hablaras de estrellas tan antiguas como 8Gyr, es muy probable que tengan una baja metalicidad.

En resumen. Si está hablando de enanos G, puede envejecer a precisiones de aproximadamente el 20% utilizando log gy Teff del espectro. Para los enanos M, a menos que tenga la suerte de mirar un objeto PMS joven con Li, entonces su precisión será, en el mejor de los casos, un Gyr para un objeto individual, aunque la combinación de estimaciones probabilísticas de actividad, metalicidad y cinemática al mismo tiempo podría reducirse esto un poco

Como complemento también mencionaré la datación por radioisótopos. Si puede medir la abundancia de isótopos de U y Th con vidas medias largas y luego adivinar sus abundancias iniciales utilizando otros elementos del proceso r como guía, obtendrá una estimación de edad: "nucleocosmocronología". Actualmente, estos son muy inexactos: factores de 2 diferencias para la misma estrella dependiendo de los métodos que adopte.

Leer Soderblom (2013) ; Jeffries (2014) .

EDITAR: desde que escribí esta respuesta, hay al menos un método más prometedor que ha surgido. Resulta que la abundancia de ciertos elementos del proceso s (por ejemplo, bario, itrio) se enriquecen bastante lentamente durante la vida útil de la galaxia (por los vientos de las estrellas de la rama gigante asintóticas moribundas), y más lentamente que el enriquecimiento con hierro y mucho más. lentamente que los elementos alfa como Mg y Si. Por lo tanto, una medición de las fracciones relativas de estos elementos, como [Y / Mg] puede dar la edad a precisiones de mil millones de años más o menos (por ejemplo, Tucci Maia et al. 2016 ; Jofre et al. 2020 ). Este método es probablemente el mejor para estrellas de tipo solar más antiguas que un Gyr, pero permanece sin explorar / sin calibrar para estrellas de menor masa.

En resumen: no puedes.

En longitud: lo mejor que puede hacer es hacer coincidir su espectro con una biblioteca de espectros conocidos y encontrar la mejor coincidencia. Pero para que estos espectros sean útiles, debe haber determinado sus edades, masas, Y (contenido de helio) y Z (contenido de metales, es decir, todo lo que esté más allá del helio). Y sus edades provienen de ... sí, isócronas, por lo que estarías usando isócronas indirectamente.

Entonces, en resumen, sí, puede determinar la masa, edad e Y y Z de una estrella con su espectro y sin su propia isócrona, tal vez hasta el 5% de su vida útil de la secuencia principal durante el estado de la secuencia principal (por ejemplo, 0.5 Gyr para una estrella de por vida de secuencia principal de 10 Gyr como nuestro Sol).

Y sí, una vez más, este emparejamiento de espectros brinda información adicional como la gravedad de la superficie, que no es útil por sí sola pero necesita conocimiento previo de masa y radio.

No soy un experto en atmósferas estelares, así que tengo una idea limitada de cómo cosas como afectan las líneas. Pero trabajo con modelos estelares, así que puedo apuñalar esa parte.$\log g$

El principio general es que calcular las edades de los modelos estelares es un tipo de problema de optimización. Modelamos la estructura de los interiores estelares mediante la construcción de un sistema de ecuaciones diferenciales basadas en algunos supuestos simples. (Cuando enseño estructura estelar y evolución, generalmente recomiendo las notas de clase destacadas y gratuitas de Onno Pols y Jørgen Christensen-Dalsgaard ). Estos modelos dependen de muchos parámetros. Algunos son familiares: la masa, la composición y la edad. Algunos menos: generalmente hay al menos un parámetro de cómo se parametriza la convección. Por ejemplo, la longitud de mezcla. Algunos son discretos: qué datos de opacidad se utilizan, qué abundancia solar se elige. Y algunos son relativamente intrascendentes: hay docenas (¡o incluso cientos!) De parámetros numéricos utilizados para resolver las ecuaciones.

Entonces, digamos que tenemos una caja negra mágica que toma cinco parámetros: masa, metalicidad inicial, abundancia inicial de helio, edad y longitud de mezcla, y produce y . Lo que tenemos que hacer es seleccionar valores de los parámetros para que coincidan con las observaciones, lo cual es un problema estándar en optimización, inferencia, estimación de parámetros o como quieran llamarlo.$T_\text{eff}$$\log g$

Tenga en cuenta que la edad es un parámetro especial. Hay formas de medir cosas como la masa, el radio o la luminosidad de forma relativamente directa. Pero elegir la secuencia de modelos que produce la estrella apropiada siempre depende de los modelos estelares que use en primer lugar. Las edades son inciertas debido a las incertidumbres en las observaciones, pero también debido a la incertidumbre intrínseca en los modelos. Aunque algo como la interferometría potencialmente puede dar un radio independiente, solo podemos obtener medidas indirectas de la edad, y convertir estas medidas indirectas en edades también introduce incertidumbre.

El truco ahora es cuántos datos tienes ...

Dado un único espectro de alta resolución (R≳50000) como su único punto de datos, ¿qué tan fácil es inferir con precisión la edad y el estado evolutivo de una estrella?

Yo diría que es muy difícil obtener una edad precisa (o incluso precisa) con un solo espectro. Actualmente, el espectro probablemente se usaría primero para determinar y , y por lo tanto los valores se usarían como entradas en el modelo estelar. Recuerde: estoy hablando de modelos interiores, por lo que no suelen producir una atmósfera modelo para comparar. Entonces ya tienes el problema de que hay más parámetros que observables. Esto se resuelve suponiendo que el parámetro de longitud de mezcla es el mismo que los valores de mejor ajuste para el Sol (para el cual tenemos muchos más datos) y que las abundancias de helio y metales están correlacionadas. (Llamamos a esto una ley de enriquecimiento$T_\text{eff}$$\log g$.) Esto hace que el problema sea manejable, porque el espectro de alta resolución también debería indicarnos el contenido de metal.

Conocer el estado evolutivo es más fácil, creo, porque la gravedad de la superficie debería ayudarlo a distinguir, especialmente dado un espectro de alta resolución. Como dije, no soy un experto aquí, y soy consciente de que puede ocurrir una clasificación errónea con fotometría multicolor, pero no espero que suceda con espectros de alta resolución.

Si desea leer más, aquí hay algunos recursos rápidos que pueden ser de interés. Primero, algunas notas de clase sobre la determinación de edades estelares aparecieron recientemente en arXiv:

• ¿Qué tan precisas son las edades estelares basadas en modelos estelares? I. El impacto de las incertidumbres de los modelos estelares.
• ¿Qué tan precisas son las edades estelares basadas en modelos estelares? II El impacto de la asteroseismología

En segundo lugar, puede jugar con perfiles de líneas sintéticas y otros datos atmosféricos con GrayStar , una aplicación web que calcula datos básicos de la atmósfera. (No tengo experiencia con él, así que no estoy exactamente seguro de cómo funciona, pero puede jugar para obtener la información que desea, por ejemplo, la diferencia entre los perfiles de línea en gigantes y enanos, creo).

Según este artículo , a medida que las estrellas envejecen, giran más lentamente. Por lo tanto, la edad de las estrellas se puede estimar midiendo la rotación de las estrellas: las estrellas que giran rápidamente son jóvenes, mientras que las estrellas que giran lentamente son viejas.

Para algunos gigantes rojos muy grandes (y, por lo tanto, relativamente fríos), es posible que pueda determinar algo a partir de sus espectros, ya que a veces se ven líneas de emisión, que generalmente son parches centrales más brillantes que se ven en el medio de las líneas espectrales de absorción (oscuras) más típicas. causado por el gran tamaño de (¡en realidad!) nubes de gas caliente que rodean a los gigantes. Pero ese no sería un método confiable de detección de gigante rojo.