絶対等級や等時線を使用せずに、星の年齢と進化状態をどのように知ることができますか？

恒星の年齢を推定する通常の方法には、等時線近似が含まれます。また、その絶対等級を有効温度および見かけの等級と相関させることにより、星の半径を推定するのにも役立ちます。これらの測定値や証拠となる変動の観察がない場合、星の年齢と進化の状態をどのように推測するのでしょうか？

単一の高解像度スペクトルを唯一のデータポイントとすると、星の年齢と進化の状態を正確に推測するのはどれほど簡単ですか。たとえば、赤い矮星と赤い巨人の間で、T _ {\ mathrm {eff}} = 4000〜\ mathrm {K}のスペクトルはどのように異なりますか？または年齢層の2つの赤い矮星の間に2〜\ mathrm {} Gyrとし、8〜\ mathrm {} Gyrと？$(R\gtrsim 50000)$$T_{\mathrm{eff}} = 4000~\mathrm{K}$$2~\mathrm{Gyr}$$8~\mathrm{Gyr}$

良い答えは、表面重力$(\log g)$がスペクトル線にどのように影響するか（そしてこれが恒星の質量と半径にどのように関係するか）、進化のさまざまな段階でより強く観測できる要素、およびジャイロクロノロジーのいくつかの観測結果を説明できます。

赤い巨人と赤い小人のスペクトルは完全に異なっているので、これについて言うことはあまり多くなく、巨人と小人の区別は簡単です。たとえば、アルカリ線は赤い巨人ではほとんど存在しませんが、赤い矮星では強いです。なぜこれが起こるのかという理論は、表面の重力と圧力の広がりに関係しています。これは、SEの回答ではなく、優れた雰囲気の標準的な大学院/学部コースのものです。

実際のところ、信号対ノイズ比が適切なR = 50,000スペクトルは、温度（100Kまで）、表面重力（0.1 dexまで）、金属性（0.05 dexまで）、およびその他の元素の豊富さ（ Liを含む）約0.1 dexの精度。

これで何ができますか：

星をlog g vs Teff平面でプロットし、それを星の金属性に適した理論的な等時線と比較できます。これは、距離がなく、最も使用されている方法である場合でも、太陽型（またはより大規模な）星の年齢を推定するための最良の方法です。これがどれほどうまく機能するか、そしてどのように明確に星の進化段階に依存します。太陽のような星の場合、おそらく2 Gyrの年齢精度が得られます。低質量の星の場合、10Gyrのメインシーケンスで移動することはほとんどないため、オブジェクトがプリメインシーケンススターであることがわかっていない限り、このような年齢を推定することはできません（以下を参照）。

あなたは李豊富を見ることができます。Liの存在量は、太陽質量星以下の年齢とともに低下します。これは、0.3-2Gyrの年齢の太陽のような星、0.1-0.5 GyrのK型星、および0.02-0.1 GyrのM-矮星-つまり、Liが枯渇し始める範囲内で、非常にうまく機能します。それがすべてなくなる時代までの光球。一般的な精度は2倍になる場合があります。KおよびMの小人におけるLiの存在量が高い場合は、通常、メインシーケンスの前の状態を示しています。

回転年代学はあまり役に立ちません-ローテーション期間が必要です。ただし、回転速度（スペクトル内で測定された回転速度として測定）と経過時間の関係を使用できます。繰り返しになりますが、適用性は質量によって異なりますが、Liとは逆の方法です。MドワーフはGドワーフよりも長い間高速回転を維持します。もちろん、傾斜角度が不確かになるという問題があります。

それは私たちに活動と年齢の関係をもたらします。スペクトルの彩層磁気活動のレベルを測定できます。次に、これを活動と年齢の経験的関係と組み合わせます（例：Mamajek＆Hillenbrand 2008）。これにより、数百マイアよりも古い星の年齢は2倍になります。しかし、太陽よりも質量が小さい星については、その較正は不十分です。しかし、一般的に、活動的なMドワーフは活動性の低いMドワーフよりも若い可能性があります。それは確かに2Gyrと8Gyr Mの矮星を区別するはずです。

スペクトルから視線速度を測定する場合、これにより、星がどの星の集団に属しているかについて、少なくとも確率論的な考えが得られます。より速い速度は、より古い星を示す傾向があります。これは、適切なモーションがある場合（そしてできれば距離もある場合は、Gaiaの結果を転がすこと）に適しています。

同様に、確率論的には、低金属性の星は高金属性の星よりも古い。あなたが8Gyrと同じくらい古い星について話していたら、これらは金属性が低い可能性が非常に高いでしょう。

要約すれば。G矮星について話している場合は、log gとスペクトルのTeffを使用して、約20％の精度までエージングできます。Mの小人の場合、幸運なことにLiで若いPMSオブジェクトを見ることができない限り、個々のオブジェクトの精度はせいぜい数Gyrですが、活動、金属性、運動学からの確率論的推定を同時に組み合わせると狭くなる可能性がありますこれは少し。

アドオンとして、ラジオアイソトープデートについても触れます。長い半減期でUとThの同位体の存在量を測定でき、他のrプロセス要素をガイドとして使用して、それらの初期存在量を推測できる場合、年齢の見積もり-「核宇宙年代学」が得られます。現在、これらは非常に不正確です-採用する方法に応じて、同じ星の2つの違いの要因。

Soderblom（2013）を読んでください。ジェフリーズ（2014）。

編集：私がこの答えを書いて以来、浮上した少なくとももう1つの有望な方法があります。特定のSプロセス要素（たとえば、バリウム、イットリウム）の豊富さは、銀河の存続期間中は非常にゆっくりと（死にかけている漸近巨星星の風によって）ゆっくりと濃縮され、鉄などの濃縮よりもゆっくりと濃縮されますMgやSiなどのアルファ元素よりもゆっくり。したがって、[Y / Mg]のようなこれらの要素の相対的な割合の測定は、年齢を10億年程度の精度に与えることができます（たとえば、Tucci Maia et al。2016 ; Jofre et al。2020）。この方法はおそらく、Gyrより古い太陽型の星に最適ですが、質量の小さい星では未調査/未調整のままです。

簡単に言うと、できません。

長さ：最善の方法は、スペクトルを既知のスペクトルのライブラリと照合し、最良の一致を見つけることです。しかし、これらのスペクトルが有用であるためには、それらの年齢、質量、Y（ヘリウムの含有量）とZ（金属の含有量、つまりヘリウムを超えるエブリシング）を決定する必要があります。そして、それらの年齢は...アイソクロネスから来ているので、アイソクロネスを間接的に使用しているでしょう。

つまり、簡単に言えば、はい、あなたはそのスペクトルとそれ自身の等時線なしで星の質量、年齢、YとZを決定できます。私たちの太陽のような10 Gyrの主要なセカンドライフタイムスターの場合）。

繰り返しますが、このスペクトルの照合により、表面重力などの追加情報が得られます。これは、それ自体では有用ではありませんが、質量と半径の事前の知識が必要です。

私は星の雰囲気の専門家ではないので、ようなものが線にどのように影響するかについては限られた考えしかありません。しかし、私は恒星モデルを使用しているので、その部分を試すことができます。$\log g$

全体的な原理は、恒星モデルの年齢の計算は一種の最適化問題であるということです。いくつかの単純な仮定に基づいて微分方程式のシステムを構築することにより、恒星内部の構造をモデル化します。（私が恒星の構造と進化を教えるとき、私は通常、Onno PolsとJørgenChristensen-Dalsgaardによる優れた無料の講義ノートをお勧めします。）これらのモデルは多くのパラメーターに依存します。いくつかはおなじみです：質量、構成、年齢。それほど一般的ではありません。通常、対流のパラメーター化の方法には少なくとも1つのパラメーターがあります。例：混合長。いくつかは離散的です：どの不透明度データが使用されているか、どの太陽存在量が選択されているか。そして、いくつかは比較的重要ではありません：方程式を解くのに使用される数十（または数百！）の数値パラメーターがあります。

したがって、5つのパラメータ（質量、初期金属量、初期ヘリウム存在量、年齢、混合長さ）を取り、とを生成する魔法のブラックボックスがあるとしましょう。私たちがしなければならないのは、観測値に一致するようにパラメーターの値を選択することです。これは、最適化、推論、パラメーター推定、またはそれを呼び出すものの標準的な問題です。$T_\text{eff}$$\log g$

年齢は特別なパラメータであることを覚えておいてください。質量、半径、光度などを比較的直接測定する方法があります。しかし、適切な星を生成するモデルのシーケンスを選択することは、常に最初に使用する恒星モデルに常に依存します。観測の不確実性のためだけでなく、モデルの本質的な不確実性のためにも、年齢は不確実です。干渉法のようなものは独立した半径を与える可能性がありますが、年齢の間接的な測定値しか得られず、これらの間接的な測定値を年齢に変換すると不確実性も生じます。

トリックは今あなたが持っているデータの量です...

単一の高解像度（R≳50000）スペクトルを唯一のデータポイントとすると、星の年齢と進化の状態を正確に推測するのはどれほど簡単ですか。

単一のスペクトルが与えられただけで正確な（または正確な）年齢を取得することは非常に難しいと思います。現在、スペクトルはおそらく最初にとを決定するために使用されるため、値は恒星モデルの入力として使用されます。覚えておいてください：私はインテリアモデルについて話しているので、それらは通常、比較するモデルの雰囲気を生み出しません。その後、オブザーバブルよりもパラメーターが多いという問題がすでに発生しています。これは、混合長パラメーターが太陽の最適な値（はるかに多くのデータがある）と同じであり、ヘリウムと金属の存在量が相関していると仮定することで解決されます。（これを濃縮法と呼びます$T_\text{eff}$$\log g$。）これにより、問題が扱いやすくなります。これは、高解像度スペクトルが金属含有量も示すためです。

特に高解像度のスペクトルを考えると、表面重力が区別に役立つはずなので、進化の状態を知るのは簡単だと思います。既に述べたように、私はここの専門家ではありませんし、誤分類がマルチカラー測光で発生する可能性があることは承知していますが、高解像度のスペクトルでは発生しないと思います。

さらに詳しく知りたい場合は、以下のリソースをご覧ください。最初に、星の年齢を決定することに関するいくつかの講義ノートが最近arXivに掲載されました：

• 恒星モデルに基づく恒星の年齢はどのくらい正確ですか？I.恒星モデルの不確実性の影響
• 恒星モデルに基づく恒星の年齢はどのくらい正確ですか？II。星震学の影響

次に、基本的な大気データを計算するWebアプリであるGrayStarを使用して、合成ラインプロファイルやその他の大気データを操作できます。（私はそれを経験していないので、それがどのように機能するか正確にわかりませんが、たとえば、ジャイアントとドワーグのラインプロファイルの違いなど、必要な情報を取得するために遊んでみてください。）

この記事に基づいて、星が年をとるにつれて、それらはよりゆっくりと回転します。したがって、星の年齢は、星の回転を測定することによって推定できます。回転の遅い星は古く、回転の速い星は若いです。

いくつかの非常に大きな（したがって、比較的涼しい）赤い巨人の場合、輝線が時々見られるので、スペクトルから何かを確認できる場合があります-これらは通常、より典型的な吸収（暗い）スペクトル線の中央に見られるより明るい中心パッチです-巨人を取り巻く（実際には！）高温のガス雲の大きさによって引き起こされます。しかし、それはレッドジャイアント検出の信頼できる方法ではありません。