Sans utiliser des magnitudes absolues ou des isochrones, comment pourrions-nous déterminer l'âge et le statut évolutif d'une étoile?

Les méthodes habituelles d'estimation des âges stellaires impliquent des approximations d' isochrones . Il peut également aider à estimer le rayon d'une étoile en corrélant sa magnitude absolue avec la température effective et la magnitude apparente. En l'absence de ces mesures ou observations de variabilité révélatrice, comment pourriez-vous deviner l'âge et le statut évolutif d'une étoile?

Étant donné qu'un seul spectre haute résolution est votre seul point de données, est-il facile de déduire avec précision l'âge et l'état évolutif d'une étoile? Par exemple, comment le spectre différerait-il entre une naine rouge et une géante rouge, toutes deux avec T _ {\ mathrm {eff}} = 4000 ~ \ mathrm {K} ? Ou entre deux naines rouges d'âge 2 ~ \ mathrm {Gyr} et 8 ~ \ mathrm {Gyr} ?$(R\gtrsim 50000)$$T_{\mathrm{eff}} = 4000~\mathrm{K}$$2~\mathrm{Gyr}$$8~\mathrm{Gyr}$

Une bonne réponse pourrait décrire comment la gravité de surface $(\log g)$ affecte les raies spectrales (et comment cela se rapporte à la masse et au rayon stellaires), quels éléments nous pourrions observer plus fortement à différents stades d'évolution, et quelques résultats d'observation de la gyrochronologie .

Les spectres d'un géant rouge et d'un nain rouge sont complètement différents , donc il n'y a pas vraiment trop de choses à dire à ce sujet et distinguer les géants et les nains est simple. Par exemple, les lignées alcalines sont presque inexistantes chez les géantes rouges, mais fortes chez les naines rouges. La théorie expliquant pourquoi cela se produit est liée à l'élargissement de la gravité de la surface et de la pression; c'est la substance d'un cours standard de premier cycle / premier cycle sur les atmosphères stellaires, pas une réponse SE.

Le fait est qu'un spectre R = 50000 avec un rapport signal / bruit décent vous donnera assez facilement la température (à 100K), la gravité de surface (à 0,1 dex) et la métallicité (à 0,05 dex), ainsi qu'une multitude d'autres abondances élémentaires ( y compris Li) à des précisions d'environ 0,1 dex.

Que pouvez-vous faire avec ça:

Vous pouvez tracer l'étoile dans le plan log g vs Teff et la comparer avec les isochrones théoriques appropriés à la métallicité de l'étoile. C'est la meilleure façon d'estimer l'âge d'un type solaire (ou plus massif) étoiles, même si vous ne disposez pas d' une distance et est la méthode la plus utilisée. Comment cela fonctionne et comment sans ambiguïté dépend du stade évolutif de l'étoile. Pour des étoiles comme le Soleil, vous obtenez une précision d'âge de peut-être 2 Gyr. Pour les étoiles de masse inférieure, eh bien, elles ne bougent presque pas pendant la séquence principale dans 10Gyr, donc vous ne pouvez pas estimer l'âge comme ceci à moins de savoir que l'objet est une étoile de séquence pré-principale (voir ci-dessous).

Vous pouvez regarder l'abondance de Li. L'abondance de Li diminue avec l'âge pour les étoiles de masse solaire et en dessous. Cela fonctionnerait très bien pour les étoiles semblables au soleil âgées de 0,3 à 2 ans et pour les étoiles de type K de 0,1 à 0,5 Gyr et pour les naines M entre 0,02 à 0,1 Gyr - c'est-à-dire dans la plage d'où Li commence à s'épuiser la photosphère jusqu'à l'âge où tout est parti. La précision typique peut être un facteur de deux. Une abondance élevée de Li dans les naines K et M indique généralement un état de séquence principal avant.

La gyrochronologie n'aide pas beaucoup - cela nécessite une période de rotation. Cependant, vous pouvez utiliser la relation entre le taux de rotation (mesuré dans votre spectre en tant que vitesse de rotation projetée) et l'âge. Encore une fois, l'applicabilité varie avec la masse, mais à l'inverse de Li. Les nains M maintiennent une rotation rapide plus longtemps que les nains G. Bien sûr, vous avez le problème de l'angle d'inclinaison incertain.

Cela nous amène aux relations activité-âge. Vous pouvez mesurer les niveaux d'activité magnétique chromosphérique dans le spectre. Combinez ensuite cela avec des relations empiriques entre l'activité et l'âge (par exemple Mamajek & Hillenbrand 2008). Cela peut vous donner l'âge d'un facteur de deux pour les étoiles de plus de quelques centaines de Myr. Il est cependant mal calibré pour des étoiles moins massives que le Soleil. Mais en général, un nain M plus actif est susceptible d'être plus jeune qu'un nain M moins actif. Il devrait certainement faire la distinction entre un nain 2Gyr et 8Gyr M.

Si vous mesurez la vitesse de la ligne de visée à partir de votre spectre, cela peut vous donner au moins une idée probabiliste de la population stellaire à laquelle appartient l'étoile. Des vitesses plus élevées tendent à indiquer une étoile plus ancienne. Cela fonctionnerait mieux si vous aviez le mouvement approprié (et de préférence la distance aussi, roulez sur les résultats Gaia).

De même, dans un sens probabiliste, les étoiles à faible métallicité sont plus anciennes que les étoiles à haute métallicité. Si vous parliez d'étoiles aussi vieilles que 8Gyr, celles-ci auraient très probablement une faible métallicité.

En résumé. Si vous parlez de nains G, vous pouvez vieillir à des précisions d'environ 20% en utilisant log g et Teff du spectre. Pour les nains M, à moins que vous n'ayez la chance de regarder un jeune objet PMS avec Li, votre précision sera au mieux de quelques Gyr pour un objet individuel, bien que la combinaison simultanée d'estimations probabilistes de l'activité, de la métallicité et de la cinématique puisse réduire ça un peu.

En complément, je mentionnerai également la datation radio-isotopique. Si vous pouvez mesurer les abondances d'isotopes de U et Th avec de longues demi-vies et ensuite deviner leurs abondances initiales en utilisant d'autres éléments du processus r comme guide, alors vous obtenez une estimation d'âge - "nucléocosmochronologie". Actuellement, ce sont très imprécis - facteurs de 2 différences pour la même étoile en fonction des méthodes que vous adoptez.

Lire Soderblom (2013) ; Jeffries (2014) .

EDIT: Depuis que j'ai écrit cette réponse, il y a au moins une méthode prometteuse qui a émergé. Il s'avère que l'abondance de certains éléments du processus s (par exemple le baryum, l'yttrium) s'enrichit assez lentement au cours de la vie de la Galaxie (par les vents d'étoiles de branche géantes asymptotiques mourantes), et plus lentement que l'enrichissement en fer et bien plus encore lentement que les éléments alpha comme Mg et Si. Ainsi, une mesure des fractions relatives de ces éléments, comme [Y / Mg] peut donner l'âge à des précisions d'un milliard d'années environ (par exemple Tucci Maia et al. 2016 ; Jofre et al. 2020 ). Cette méthode est probablement la meilleure pour les étoiles de type solaire plus anciennes qu'un Gyr, mais reste inexplorée / non calibrée pour les étoiles de masse inférieure.

En bref: vous ne pouvez pas.

En longueur: le mieux que vous puissiez faire est de faire correspondre votre spectre avec une bibliothèque de spectres connus et de trouver la meilleure correspondance. Mais pour que ces spectres soient utiles, vous devez avoir déterminé leurs âges, masses, Y (contenu d'hélium) et Z (contenu de métaux, c'est-à-dire tout au-delà de l'hélium). Et leur âge vient de ... oui, les isochrones, donc vous utiliseriez les isochrones indirectement.

Donc, en bref encore une fois, oui, vous pouvez déterminer la masse, l'âge et Y et Z d'une étoile avec son spectre et sans sa propre isochrone, peut-être jusqu'à 5% de sa durée de vie de séquence principale pendant l'état de la séquence principale (par exemple 0,5 Gyr pour une étoile à vie de 10 Gyr de seconde main comme notre Soleil).

Et oui encore, cette correspondance des spectres donne des informations supplémentaires comme la gravité de surface, qui n'est pas utile en soi mais nécessite une connaissance préalable de la masse et du rayon.

Je ne suis pas un expert des atmosphères stellaires, j'ai donc une idée limitée de la façon dont des choses comme affectent les lignes. Mais je travaille avec des modèles stellaires, donc je peux essayer cette partie.$\log g$

Le principe général est que le calcul des âges des modèles stellaires est une sorte de problème d'optimisation. Nous modélisons la structure des intérieurs stellaires en construisant un système d'équations différentielles basé sur quelques hypothèses simples. (Lorsque j'enseigne la structure et l'évolution stellaires, je recommande généralement les notes de cours exceptionnelles et gratuites d' Onno Pols et Jørgen Christensen-Dalsgaard .) Ces modèles dépendent de nombreux paramètres. Certains sont familiers: la masse, la composition et l'âge. Un peu moins: il y a généralement au moins un paramètre pour paramétrer la convection. par exemple la longueur de mélange. Certains sont discrets: quelles données d'opacité sont utilisées, quelles abondances solaires sont choisies. Et certains sont relativement sans conséquence: il existe des dizaines (voire des centaines!) De paramètres numériques utilisés pour résoudre les équations.

Disons donc que nous avons une boîte noire magique qui prend cinq paramètres - masse, métallicité initiale, abondance initiale d'hélium, âge et longueur de mélange - et produit et . Ce que nous devons faire est de sélectionner les valeurs des paramètres pour correspondre aux observations, ce qui est un problème standard d'optimisation, d'inférence, d'estimation des paramètres ou tout ce que vous voulez appeler.$T_\text{eff}$$\log g$

Gardez à l'esprit que l'âge est un paramètre spécial. Il existe des moyens de mesurer des éléments tels que la masse, le rayon ou la luminosité de manière relativement directe. Mais choisir la séquence de modèles qui produit l'étoile appropriée dépend toujours des modèles stellaires que vous utilisez en premier lieu. L'âge est incertain à la fois en raison des incertitudes dans les observations, mais aussi en raison de l'incertitude intrinsèque dans les modèles. Bien que quelque chose comme l'interférométrie puisse potentiellement donner un rayon indépendant, nous ne pouvons obtenir que des mesures indirectes de l'âge, et la conversion de ces mesures indirectes en âges introduit également de l'incertitude.

L'astuce est maintenant la quantité de données dont vous disposez ...

Étant donné un spectre unique à haute résolution (R≳50000) comme seul point de données, est-il facile de déduire avec précision l'âge et le statut évolutif d'une étoile?

Je dirais qu'il est très difficile d'obtenir un âge précis (ou même précis) avec un seul spectre. Actuellement, le spectre serait probablement d'abord utilisé pour déterminer et , et donc les valeurs seraient ensuite utilisées comme entrées dans le modèle stellaire. Rappelez-vous: je parle de modèles d'intérieur, donc ils ne produisent généralement pas une atmosphère de modèle à comparer. Vous avez alors déjà le problème qu'il y a plus de paramètres que d'observables. Ceci est résolu en supposant que le paramètre de longueur de mélange est le même que les valeurs les plus adaptées pour le Soleil (pour lesquelles nous avons beaucoup plus de données) et que les abondances d'hélium et de métaux sont corrélées. (Nous appelons cela une loi d'enrichissement$T_\text{eff}$$\log g$.) Cela rend le problème traitable, car le spectre haute résolution devrait également nous indiquer la teneur en métal.

Connaître l'état évolutif est plus facile, je pense, car la gravité de surface devrait vous aider à faire la distinction, surtout compte tenu d'un spectre haute résolution. Comme je l'ai dit, je ne suis pas un expert ici, et je suis conscient qu'une erreur de classification peut se produire avec la photométrie multicolore, mais je ne m'attends pas à ce que cela se produise avec des spectres haute résolution.

Si vous souhaitez en savoir plus, voici quelques ressources rapides qui pourraient vous intéresser. Tout d'abord, quelques notes de cours sur la détermination des âges stellaires sont récemment apparues sur arXiv:

• Quelle est la précision des âges stellaires basés sur des modèles stellaires? I. L'impact des incertitudes des modèles stellaires
• Quelle est la précision des âges stellaires basés sur des modèles stellaires? II. L'impact de l'astérosismologie

Deuxièmement, vous pouvez jouer avec les profils de lignes synthétiques et d'autres données atmosphériques avec GrayStar , une application Web qui calcule les données atmosphériques de base. (Je ne suis pas expérimenté avec cela, donc je ne sais pas exactement comment cela fonctionne, mais vous pouvez jouer pour obtenir les informations que vous voulez, par exemple la différence entre les profils de ligne dans les géants et les dwargs, je pense.)

Sur la base de cet article , à mesure que les étoiles vieillissent, elles tournent plus lentement. L'âge des étoiles peut donc être estimé en mesurant la rotation des étoiles: les étoiles à rotation rapide sont jeunes tandis que les étoiles à rotation lente sont vieilles.

Pour certaines géantes rouges très grandes (et donc relativement fraîches), vous pourriez être en mesure de vérifier quelque chose à partir de leurs spectres, car des raies d'émission sont parfois visibles - ce sont généralement des taches centrales plus claires vues au milieu des raies spectrales d'absorption (sombres) les plus typiques - causée par la grande taille des nuages ​​de gaz chauds (en réalité!) qui entourent les géants. Mais ce ne serait pas une méthode fiable de détection de la géante rouge.