Wie können wir ohne Verwendung absoluter Größen oder Isochronen das Alter und den Evolutionsstatus eines Sterns bestimmen?

Übliche Methoden zur Schätzung des Sternalters umfassen Isochronennäherungen . Es kann auch helfen, den Radius eines Sterns abzuschätzen, indem seine absolute Größe mit der effektiven Temperatur und der scheinbaren Größe korreliert wird. Wie könnten Sie ohne diese Messungen oder Beobachtungen der verräterischen Variabilität das Alter und den Evolutionsstatus eines Sterns erraten?

Wie einfach ist es angesichts eines einzigen hochauflösenden Spektrums als einzigem Datenpunkt, das Alter und den Evolutionsstatus eines Sterns genau ? Wie würde sich beispielsweise das Spektrum zwischen einem roten Zwerg und einem roten Riesen unterscheiden, beide mit T _ {\ mathrm {eff}} = 4000 ~ \ mathrm {K} ? Oder zwischen zwei roten Zwergen im Alter von 2 ~ \ mathrm {Gyr} und 8 ~ \ mathrm {Gyr} ?$(R\gtrsim 50000)$$T_{\mathrm{eff}} = 4000~\mathrm{K}$$2~\mathrm{Gyr}$$8~\mathrm{Gyr}$

Eine gute Antwort könnte beschreiben, wie die Oberflächengravitation $(\log g)$ die Spektrallinien beeinflusst (und wie sich dies auf die Sternmasse und den Sternradius auswirkt), welche Elemente wir in verschiedenen Entwicklungsstadien stärker beobachten könnten und einige Beobachtungsergebnisse der Gyrochronologie .

Die Spektren eines roten Riesen und eines roten Zwergs sind völlig unterschiedlich , daher gibt es nicht wirklich viel zu sagen, und die Unterscheidung zwischen Riesen und Zwergen ist einfach. Zum Beispiel sind Alkalilinien bei roten Riesen fast nicht vorhanden, bei roten Zwergen jedoch stark. Die Theorie, warum dies geschieht, hat mit der Oberflächengravitation und der Druckverbreiterung zu tun; Es ist das Zeug eines Standard-Graduierten- / Grundstudiengangs über Sternatmosphären, keine SE-Antwort.

Tatsache ist, dass ein R = 50.000-Spektrum mit einem anständigen Signal-Rausch-Verhältnis ziemlich leicht die Temperatur (bis 100 K), die Oberflächengravitation (bis 0,1 dex) und die Metallizität (bis 0,05 dex) sowie eine Vielzahl anderer Elementhäufigkeiten ( einschließlich Li) bis zu einer Genauigkeit von etwa 0,1 dex.

Was können Sie damit machen:

Sie können den Stern in der log g gegen die Teff-Ebene zeichnen und ihn mit theoretischen Isochronen vergleichen, die für die Metallizität des Sterns geeignet sind. Dies ist der beste Weg, um das Alter eines solaren (oder massereicheren) Sterns abzuschätzen, selbst wenn Sie keine Entfernung haben und die am häufigsten verwendete Methode ist. Wie gut dies funktioniert und wie eindeutig, hängt von der Entwicklungsstufe des Sterns ab. Für Sterne wie die Sonne erhalten Sie eine Altersgenauigkeit von vielleicht 2 Gyr. Bei Sternen mit geringerer Masse bewegen sie sich in der Hauptsequenz in 10Gyr kaum, sodass Sie das Alter nicht so schätzen können, es sei denn, Sie wissen, dass das Objekt ein Stern vor der Hauptsequenz ist (siehe unten).

Sie können die Li-Fülle betrachten. Die Li-Häufigkeit sinkt mit dem Alter für Sterne mit Sonnenmasse und darunter. Dies würde ziemlich gut für sonnenähnliche Sterne im Alter von 0,3 bis 2 Gyr und für K-Sterne von 0,1 bis 0,5 Gyr und für M-Zwerge zwischen 0,02 und 0,1 Gyr funktionieren - dh in dem Bereich, in dem Li anfängt, abgereichert zu werden die Photosphäre bis zu dem Zeitalter, in dem alles weg ist. Typische Präzision kann ein Faktor von zwei sein. Eine hohe Li-Häufigkeit bei K- und M-Zwergen weist normalerweise auf einen Status vor der Hauptsequenz hin.

Gyrochronologie ist keine große Hilfe - das erfordert eine Rotationsperiode. Sie können jedoch die Beziehung zwischen der Rotationsrate (gemessen in Ihrem Spektrum als projizierte Rotationsgeschwindigkeit) und dem Alter verwenden. Auch hier variiert die Anwendbarkeit mit der Masse, jedoch in entgegengesetzter Weise zu Li. M-Zwerge halten länger eine schnelle Rotation als G-Zwerge. Natürlich haben Sie das Problem eines unsicheren Neigungswinkels.

Das bringt uns zu Aktivitäts-Alters-Beziehungen. Sie können die magnetosphärische Aktivität der Chromosphäre im Spektrum messen. Kombinieren Sie dies dann mit empirischen Beziehungen zwischen Aktivität und Alter (z. B. Mamajek & Hillenbrand 2008). Dies kann das Alter für Sterne, die älter als einige hundert Myr sind, auf den Faktor zwei erhöhen. Es ist schlecht kalibriert für Sterne, die weniger massereich sind als die Sonne. Im Allgemeinen ist ein aktiverer M-Zwerg wahrscheinlich jünger als ein weniger aktiver M-Zwerg. Es sollte auf jeden Fall zwischen einem 2Gyr- und einem 8Gyr-M-Zwerg unterschieden werden.

Wenn Sie die Sichtliniengeschwindigkeit aus Ihrem Spektrum messen, kann dies Ihnen zumindest eine probabilistische Vorstellung davon geben, zu welcher Sternpopulation der Stern gehört. Höhere Geschwindigkeiten deuten eher auf einen älteren Stern hin. Dies würde besser funktionieren, wenn Sie die richtige Bewegung hätten (und vorzugsweise auch die Entfernung, rollen Sie auf den Gaia-Ergebnissen).

In ähnlicher Weise sind Sterne mit geringer Metallizität im probabilistischen Sinne älter als Sterne mit hoher Metallizität. Wenn Sie von Sternen sprechen, die so alt wie 8Gyr sind, haben diese wahrscheinlich eine geringe Metallizität.

Zusammenfassend. Wenn Sie über G-Zwerge sprechen, können Sie mit log g und Teff aus dem Spektrum bis zu einer Genauigkeit von etwa 20% altern. Wenn Sie für M-Zwerge nicht das Glück haben, ein junges PMS-Objekt mit Li zu betrachten, beträgt Ihre Präzision für ein einzelnes Objekt bestenfalls einige Gyr, obwohl die gleichzeitige Kombination von Wahrscheinlichkeitsschätzungen aus Aktivität, Metallizität und Kinematik möglicherweise enger wird das ein bisschen.

Als Add-On erwähne ich auch die Radioisotopendatierung. Wenn Sie die Häufigkeit von Isotopen von U und Th mit langen Halbwertszeiten messen und dann ihre anfängliche Häufigkeit anhand anderer r-Prozess-Elemente als Leitfaden erraten können, erhalten Sie eine Altersschätzung - "Nucleocosmochronology". Derzeit sind diese sehr ungenau - Faktoren mit zwei Unterschieden für denselben Stern, je nachdem, welche Methoden Sie anwenden.

Lesen Sie Soderblom (2013) ; Jeffries (2014) .

EDIT: Seit ich diese Antwort geschrieben habe, ist mindestens eine weitere vielversprechende Methode aufgetaucht. Es stellt sich heraus, dass die Fülle bestimmter S-Prozess-Elemente (z. B. Barium, Yttrium) während des Lebens der Galaxie (durch die Winde sterbender asymptotischer Riesenaststerne) ziemlich langsam und langsamer als die Anreicherung mit Eisen und vielem mehr angereichert wird langsam als Alpha-Elemente wie Mg und Si. Eine Messung der relativen Anteile dieser Elemente wie [Y / Mg] kann daher das Alter auf Genauigkeiten von etwa einer Milliarde Jahren bestimmen (z. B. Tucci Maia et al. 2016 ; Jofre et al. 2020 ). Diese Methode ist wahrscheinlich die beste für solartypische Sterne, die älter als ein Gyr sind, bleibt jedoch für Sterne mit geringerer Masse unerforscht / nicht kalibriert.

Kurzum: Sie können nicht.

In der Länge: Das Beste, was Sie tun können, ist, Ihr Spektrum mit einer Bibliothek bekannter Spektren abzugleichen und die beste Übereinstimmung zu finden. Damit diese Spektren jedoch nützlich sind, müssen Sie Alter, Masse, Y (Gehalt an Helium) und Z (Gehalt an Metallen, dh alles, was über Helium hinausgeht) bestimmt haben. Und ihr Alter kommt von ... ja, Isochronen, also würden Sie Isochronen indirekt verwenden.

Kurz gesagt, ja, Sie können die Masse, das Alter sowie Y und Z eines Sterns mit seinem Spektrum und ohne eigene Isochron bestimmen, möglicherweise bis zu 5% seiner Hauptsequenzlebensdauer während des Hauptsequenzstatus (z. B. 0,5 Gyr) für einen 10-Gyr-Hauptstern auf Lebenszeit wie unsere Sonne).

Und ja, diese Übereinstimmung der Spektren liefert zusätzliche Informationen wie die Oberflächengravitation, die für sich genommen nicht nützlich ist, aber Vorkenntnisse über Masse und Radius erfordert.

Ich bin kein Experte für Sternatmosphären, daher habe ich nur eine begrenzte Vorstellung davon, wie sich Dinge wie auf die Linien auswirken. Aber ich arbeite mit Sternmodellen, damit ich diesen Teil ausprobieren kann.$\log g$

Das allgemeine Prinzip ist, dass die Berechnung des Alters von Sternmodellen eine Art Optimierungsproblem darstellt. Wir modellieren die Struktur von Sterninnenräumen, indem wir ein System von Differentialgleichungen konstruieren, das auf einigen einfachen Annahmen basiert. (Wenn ich Sternstruktur und Evolution unterrichte, empfehle ich normalerweise die hervorragenden und kostenlosen Vorlesungsunterlagen von Onno Pols und Jørgen Christensen-Dalsgaard .) Diese Modelle hängen von vielen Parametern ab. Einige sind bekannt: Masse, Zusammensetzung und Alter. Einige weniger: Es gibt normalerweise mindestens einen Parameter für die Parametrisierung der Konvektion. zB die Mischlänge. Einige sind diskret: Welche Opazitätsdaten werden verwendet, welche Sonnenhäufigkeiten werden ausgewählt. Und einige sind relativ belanglos: Es gibt Dutzende (oder sogar Hunderte!) Numerischer Parameter, die zum Lösen der Gleichungen verwendet werden.

Nehmen wir also an, wir haben eine magische Blackbox, die fünf Parameter akzeptiert - Masse, anfängliche Metallizität, anfängliche Heliumhäufigkeit, Alter und Mischungslänge - und und . Wir müssen nur Werte der Parameter auswählen, die mit den Beobachtungen übereinstimmen. Dies ist ein Standardproblem bei der Optimierung, Inferenz, Parameterschätzung oder wie auch immer Sie es nennen möchten.$T_\text{eff}$$\log g$

Beachten Sie, dass das Alter ein besonderer Parameter ist. Es gibt Möglichkeiten, Dinge wie Masse, Radius oder Leuchtkraft relativ direkt zu messen. Die Auswahl der Modellreihenfolge, die den entsprechenden Stern erzeugt, hängt jedoch immer davon ab, welche Sternmodelle Sie überhaupt verwenden. Das Alter ist sowohl aufgrund der Unsicherheiten in den Beobachtungen als auch aufgrund der intrinsischen Unsicherheit in den Modellen ungewiss. Obwohl so etwas wie Interferometrie möglicherweise einen unabhängigen Radius ergeben kann, können wir nur indirekte Altersmaße erhalten, und die Umrechnung dieser indirekten Maße in Alter führt auch zu Unsicherheit.

Der Trick ist jetzt, wie viele Daten Sie haben ...

Wie einfach ist es angesichts eines einzigen hochauflösenden Spektrums (R≳50000) als einzigem Datenpunkt, das Alter und den Evolutionsstatus eines Sterns genau abzuleiten?

Ich würde sagen, es ist sehr schwierig, ein genaues (oder sogar genaues) Alter zu erhalten, wenn man nur ein einziges Spektrum betrachtet. Derzeit würde das Spektrum wahrscheinlich zuerst zur Bestimmung von und , und daher würden Werte dann als Eingaben in das Sternmodell verwendet. Denken Sie daran: Ich spreche von Innenmodellen, daher erzeugen sie normalerweise keine vergleichbare Modellatmosphäre. Sie haben dann bereits das Problem, dass es mehr Parameter als Observable gibt. Dies wird gelöst, indem angenommen wird, dass der Mischlängenparameter mit den am besten passenden Werten für die Sonne übereinstimmt (für die wir viel mehr Daten haben) und dass die Häufigkeit von Helium und Metallen korreliert. (Wir nennen dies ein Anreicherungsgesetz$T_\text{eff}$$\log g$.) Dies macht das Problem nachvollziehbar, da das hochauflösende Spektrum auch den Metallgehalt angeben sollte.

Ich denke, es ist einfacher, den Evolutionszustand zu kennen, da die Schwerkraft der Oberfläche Ihnen bei der Unterscheidung helfen sollte, insbesondere bei einem hochauflösenden Spektrum. Wie gesagt, ich bin hier kein Experte, und ich bin mir bewusst, dass bei der Mehrfarbenphotometrie eine Fehlklassifizierung auftreten kann, aber ich erwarte nicht, dass dies bei hochauflösenden Spektren der Fall ist.

Wenn Sie weiterlesen möchten, finden Sie hier einige schnelle Ressourcen, die von Interesse sein könnten. Zunächst erschienen kürzlich einige Vorlesungsunterlagen zur Bestimmung des Sternalters auf arXiv:

• Wie genau sind Sternalter basierend auf Sternmodellen? I. Der Einfluss von Unsicherheiten bei Sternmodellen
• Wie genau sind Sternalter basierend auf Sternmodellen? II. Die Auswirkungen der Asteroseismologie

Zweitens können Sie mit GrayStar , einer Web-App, die grundlegende Atmosphärendaten berechnet, mit synthetischen Linienprofilen und anderen atmosphärischen Daten herumspielen . (Ich habe keine Erfahrung damit, daher bin ich mir nicht ganz sicher, wie es funktioniert, aber Sie können herumspielen, um die gewünschten Informationen zu erhalten, z. B. über den Unterschied zwischen Linienprofilen bei Riesen und Zwergen, denke ich.)

Basierend auf diesem Artikel drehen sich Sterne mit zunehmendem Alter langsamer. Das Alter der Sterne kann daher durch Messung der Rotation der Sterne geschätzt werden: schnell drehende Sterne sind jung, während sich langsam drehende Sterne alt sind.

Bei einigen sehr großen (und daher relativ kühlen) roten Riesen können Sie möglicherweise etwas aus ihren Spektren ermitteln, da manchmal Emissionslinien zu sehen sind - dies sind normalerweise hellere zentrale Flecken in der Mitte der typischeren Absorptionslinien (dunkel) -. verursacht durch die Größe der (relativ!) heißen Gaswolken, die die Riesen umgeben. Dies wäre jedoch keine zuverlässige Methode zur Erkennung roter Riesen.