Sem usar magnitudes absolutas ou isócronas, como podemos dizer a idade e o status evolutivo de uma estrela?

Métodos usuais de estimativa de idades estelares envolvem aproximações de isócronas . Também pode ajudar a estimar o raio de uma estrela, correlacionando sua magnitude absoluta com a temperatura efetiva e a magnitude aparente. Na ausência dessas medidas ou observações de variabilidade reveladora, como você pode adivinhar a idade e o status evolutivo de uma estrela?

Dado um único espectro de alta resolução como seu único ponto de dados, quão fácil é inferir com precisão a idade e o status evolutivo de uma estrela? Por exemplo, como o espectro diferiria entre uma anã vermelha e uma gigante vermelha, ambas com T _ {\ mathrm {eff}} = 4000 ~ \ mathrm {K} ? Ou entre duas anãs vermelhas com idades entre 2 ~ \ mathrm {Gyr} e 8 ~ \ mathrm {Gyr} ?$(R\gtrsim 50000)$ 2 G y r 8 G y $T_{\mathrm{eff}} = 4000~\mathrm{K}$$2~\mathrm{Gyr}$$8~\mathrm{Gyr}$

Uma boa resposta poderia descrever como a gravidade da superfície $(\log g)$ afeta as linhas espectrais (e como isso se relaciona com a massa e o raio estelares), que elementos podemos observar mais fortemente em diferentes estágios da evolução e alguns resultados observacionais da girocronologia .

Os espectros de um gigante vermelho e uma anã vermelha são completamente diferentes , então não há muito o que dizer sobre isso, e distinguir gigantes e anões é simples. Por exemplo, linhas alcalinas são quase inexistentes em gigantes vermelhos, mas fortes em anãs vermelhas. A teoria de por que isso acontece tem a ver com a gravidade da superfície e a ampliação da pressão; é o material de um curso padrão de graduação / pós-graduação em atmosferas estelares, não uma resposta SE.

O fato é que um espectro R = 50.000 com uma relação sinal / ruído decente fornece com facilidade a temperatura (a 100K), a gravidade da superfície (a 0,1 dex) e a metalicidade (a 0,05 dex), além de uma série de outras abundâncias elementares ( incluindo Li) a precisões de cerca de 0,1 dex.

O que você pode fazer com isso:

Você pode plotar a estrela no plano log g vs Teff e compará-la com as isocronas teóricas apropriadas à metalicidade da estrela. Essa é a melhor maneira de estimar a idade de uma estrela do tipo solar (ou mais massiva), mesmo que você não tenha distância e seja o método mais usado. Quão bem isso funciona e quão inequivocamente depende do estágio evolutivo da estrela. Para estrelas como o Sol, você obtém uma precisão de idade de talvez 2 Gyr. Para estrelas de menor massa, elas dificilmente se movem na sequência principal em 10Gyr, então você não pode estimar a idade assim, a menos que saiba que o objeto é uma estrela de sequência pré-principal (veja abaixo).

Você pode olhar para a abundância de Li. A abundância de Li cai com a idade para estrelas de massa solar e abaixo. Isso funcionaria muito bem para estrelas do sol de idades entre 0,3-2Gyr e estrelas do tipo K de 0,1-0,5 Gyr e para anões M entre 0,02-0,1 Gyr - ou seja, na faixa de onde Li começa a se esgotar em a fotosfera até a idade em que tudo se foi. A precisão típica pode ser um fator de dois. Uma alta abundância de Li nos anões K e M geralmente indica um status pré-principal da sequência.

A girocronologia não ajuda muito - isso requer um período de rotação. No entanto, você pode usar a relação entre a taxa de rotação (medida em seu espectro como velocidade de rotação projetada) e a idade. Novamente, a aplicabilidade varia com a massa, mas da maneira oposta à de Li. Anões M mantêm rotação rápida por mais tempo que anões G. Claro que você tem o problema do ângulo de inclinação incerto.

Isso nos leva a relações idade-atividade. Você pode medir os níveis de atividade magnética cromosférica no espectro. Em seguida, combine isso com relações empíricas entre atividade e idade (por exemplo, Mamajek & Hillenbrand 2008). Isso pode dar a idade de um fator de dois para estrelas com mais de algumas centenas de Myr. É mal calibrado para estrelas menos massivas que o Sol. Mas, em geral, é provável que um anão M mais ativo seja mais jovem que um anão M menos ativo. Certamente deve distinguir entre um anão 2Gyr e 8Gyr M.

Se você medir a velocidade da linha de visão do seu espectro, isso pode lhe dar pelo menos uma idéia probabilística de qual população estelar a estrela pertence. Velocidades mais altas tenderiam a indicar uma estrela mais velha. Isso funcionaria melhor se você tivesse o movimento adequado (e de preferência a distância também, role nos resultados de Gaia).

Da mesma forma, em um sentido probabilístico, estrelas com baixa metalicidade são mais antigas que estrelas com alta metalicidade. Se você estivesse falando de estrelas tão antigas quanto 8Gyr, elas provavelmente teriam uma baixa metalicidade.

Em suma. Se você está falando de anões G, pode envelhecer com precisão de cerca de 20% usando log g e Teff do espectro. Para os anões M, a menos que você tenha a sorte de olhar para um objeto PMS jovem com Li, sua precisão será de alguns Gyr na melhor das hipóteses para um objeto individual, embora a combinação de estimativas probabilísticas de atividade, metalicidade e cinemática simultaneamente possa diminuir isso um pouco.

Como complemento, também mencionarei a datação por isótopos de rádio. Se você pode medir a abundância de isótopos de U e Th com meias-vidas longas e adivinhar suas abundâncias iniciais usando outros elementos do processo r como guia, você obtém uma estimativa de idade - "nucleocosmocronologia". Atualmente, estes são muito imprecisos - fatores de 2 diferenças para a mesma estrela, dependendo de quais métodos você adota.

Leia Soderblom (2013) ; Jeffries (2014) .

Edição: Desde que eu escrevi esta resposta, há pelo menos mais um método promissor que surgiu. Acontece que a abundância de certos elementos do processo s (por exemplo, bário, ítrio) é enriquecida muito lentamente durante a vida da galáxia (pelos ventos das estrelas galhos gigantes assintóticas agonizantes) e mais lentamente do que o enriquecimento com ferro e muito mais lentamente que elementos alfa como Mg e Si. Assim, uma medição das frações relativas desses elementos, como [Y / Mg], pode dar a idade a precisões de um bilhão de anos ou mais (por exemplo, Tucci Maia et al. 2016 ; Jofre et al. 2020 ). Este método é provavelmente o melhor para estrelas do tipo solar com mais de um Gyr, mas permanece inexplorado / não calibrado para estrelas de menor massa.

Em suma: você não pode.

Em comprimento: o melhor que você pode fazer é combinar seu espectro com uma biblioteca de espectros conhecidos e encontrar a melhor correspondência. Mas, para que esses espectros sejam úteis, é necessário determinar suas idades, massas, Ys (conteúdo de hélio) e Zs (conteúdo de metais, ou seja, tudo além do hélio). E a idade deles vem de ... sim, isócronas, então você usaria isócronas indiretamente.

Então, resumindo novamente, sim, você pode determinar a massa, idade e Y e Z de uma estrela com seu espectro e sem sua própria isócrona, talvez até 5% do tempo de vida da sequência principal durante o status da sequência principal (por exemplo, 0,5 Gyr para uma estrela vitalícia de 10 Gyrs como nosso Sol).

E sim, novamente, essa comparação de espectros fornece informações adicionais, como a gravidade da superfície, que não é útil por si só, mas requer conhecimento prévio de massa e raio.

Como não sou especialista em atmosferas estelares, tenho uma idéia limitada de como coisas como afetam as linhas. Mas eu trabalho com modelos estelares, para que eu possa dar uma facada nessa parte.$\log g$

O princípio geral é que calcular a idade do modelo estelar é um tipo de problema de otimização. Modelamos a estrutura de interiores estelares construindo um sistema de equações diferenciais com base em algumas suposições simples. (Quando ensino estrutura e evolução estelares, geralmente recomendo as notas de aula excelentes e gratuitas de Onno Pols e Jørgen Christensen-Dalsgaard .) Esses modelos dependem de muitos parâmetros. Alguns são familiares: massa, composição e idade. Um pouco menos: geralmente há pelo menos um parâmetro para a parametrização da convecção. por exemplo, o comprimento da mistura. Alguns são discretos: quais dados de opacidade são usados, quais abundâncias solares são escolhidas. E alguns são relativamente irrelevantes: existem dezenas (ou mesmo centenas!) De parâmetros numéricos usados ​​para resolver as equações.

Então, digamos que temos uma caixa preta mágica que usa cinco parâmetros - massa, metalicidade inicial, abundância inicial de hélio, idade e comprimento da mistura - e produz e . O que precisamos fazer é selecionar valores dos parâmetros para corresponder às observações, que é um problema padrão em otimização, inferência, estimativa de parâmetros ou o que você quiser chamar. log $T_\text{eff}$$\log g$

Lembre-se de que a idade é um parâmetro especial. Existem maneiras de medir coisas como massa, raio ou luminosidade relativamente diretamente. Mas escolher a sequência de modelos que produz a estrela apropriada depende sempre de quais modelos estelares você usa em primeiro lugar. As idades são incertas, tanto por causa das incertezas nas observações, mas também por causa da incerteza intrínseca nos modelos. Embora algo como interferometria possa potencialmente fornecer um raio independente, só podemos obter medidas indiretas da idade, e a conversão dessas medidas indiretas em idades também introduz incerteza.

O truque agora é quantos dados você tem ...

Dado um único espectro de alta resolução (R≳50000) como seu único ponto de dados, quão fácil é inferir com precisão a idade e o status evolutivo de uma estrela?

Eu diria que é muito difícil obter uma idade precisa (ou mesmo precisa) apenas com um único espectro. Atualmente, o espectro provavelmente seria primeiro usado para determinar e , e, portanto, os valores seriam usados ​​como entradas no modelo estelar. Lembre-se: estou falando de modelos de interiores, para que eles normalmente não produzam uma atmosfera de modelo para comparar. Você já entendeu que existem mais parâmetros do que observáveis. Isso é resolvido supondo que o parâmetro comprimento da mistura seja o mesmo que os valores de melhor ajuste para o Sol (para os quais temos muito mais dados) e que as abundâncias de hélio e metais estejam correlacionadas. (Chamamos isso de lei de enriquecimento log $T_\text{eff}$$\log g$.) Isso torna o problema tratável, porque o espectro de alta resolução também deve indicar o conteúdo de metal.

Conhecer o estado evolutivo é mais fácil, eu acho, porque a gravidade da superfície deve ajudá-lo a distinguir, especialmente considerando um espectro de alta resolução. Como já foi dito, não sou especialista aqui e sei que erros de classificação podem ocorrer com a fotometria multicolorida, mas não espero que isso ocorra com espectros de alta resolução.

Se você quiser ler mais, aqui estão alguns recursos rápidos que podem ser interessantes. Primeiro, algumas notas de aula sobre a determinação de idades estelares apareceram recentemente no arXiv:

• Qual a precisão das idades estelares baseadas em modelos estelares? I. O impacto das incertezas dos modelos estelares
• Qual a precisão das idades estelares baseadas em modelos estelares? II O impacto da asteroseismologia

Segundo, você pode brincar com perfis de linhas sintéticas e outros dados atmosféricos com o GrayStar , um aplicativo da web que calcula dados básicos da atmosfera. (Não tenho experiência com isso, então não tenho muita certeza de como funciona, mas você pode obter as informações desejadas, por exemplo, a diferença entre perfis de linhas em gigantes e anões, eu acho.)

Com base neste artigo , à medida que as estrelas envelhecem, elas giram mais lentamente. A idade das estrelas pode, portanto, ser estimada medindo-se a rotação das estrelas: estrelas giratórias rápidas são jovens, enquanto estrelas giratórias lentas são antigas.

Para alguns gigantes vermelhos muito grandes (e, portanto, relativamente frios), talvez seja possível determinar algo a partir de seus espectros, pois as linhas de emissão são às vezes vistas - esses são tipicamente manchas centrais mais brilhantes vistas no meio das linhas espectrais de absorção (escuras) mais típicas - causada pelo grande tamanho (realmente!) de nuvens de gás quente que cercam os gigantes. Mas esse não seria um método confiável de detecção de gigantes vermelhos.