Spektrene til en rød kjempe og en rød dverg er helt forskjellige , så det er egentlig ikke så mye å si om dette og å skille kjemper og dverger er enkelt. For eksempel er alkalilinjer nesten ikke-eksisterende i røde giganter, men sterke i røde dverger. Teorien om hvorfor dette skjer er å gjøre med overflate tyngdekraften og trykkutvidelsen; det er ting fra et standard utdannet / sterkt kurs på stjernemessige atmosfærer, ikke et SE-svar.

Faktum er at et spektrum på R = 50 000 med anstendig signal / støy-forhold ganske enkelt vil gi deg temperaturen (til 100K), overflatetyngdekraft (til 0,1 dex) og metallisitet (til 0,05 dex), pluss en rekke andre elementære overflater (inkludert Li) til presisjoner på ca. 0,1 dex.

Hva kan du gjøre med dette:

Du kan plotte stjernen i logg vs Teff-planet og sammenligne den med teoretiske isokroner som er passende for stjernens metallisitet. Denne er den beste måten å estimere alderen til en solstjerne (eller mer massiv) stjerne, selv om du ikke har avstand og er den mest brukte metoden. Hvor godt dette fungerer, og hvor entydig avhenger av stjernens evolusjonære stadium. For stjerner som solen får du en alderspresisjon på kanskje 2 Gyr. For stjerner med lavere masse beveger de seg nesten ikke mens de er på hovedsekvensen i 10Gyr, så du kan ikke estimere alderen slik med mindre du vet at objektet er en pre-hovedsekvensstjerne (se nedenfor).

Du kan se på Li overflod. Li-overflod faller med alderen for solmassestjerner og under. Dette vil fungere ganske bra for sollignende stjerner i alderen 0,3-2Gyr og for K-stjerner fra 0,1-0,5 Gyr og for M-dverger mellom 0,02-0,1 Gyr - dvs. i området der Li begynner å bli utarmet i fotosfæren til alderen hvor det hele er borte. Typisk presisjon kan være en faktor på to. En høy Li-overflod i K- og M-dverger indikerer vanligvis status som en primærsekvens.

Gyrokronologi er ikke mye hjelp - det krever en rotasjonsperiode. Du kan imidlertid bruke forholdet mellom rotasjonshastighet (målt i spekteret ditt som projisert rotasjonshastighet) og alder. Igjen varierer anvendeligheten med masse, men på motsatt måte til Li. M-dverger opprettholder rask rotasjon lenger enn G-dverger. Selvfølgelig har du problemet med usikker tilbøyelighetsvinkel.

Det bringer oss til forhold mellom aktivitet og alder. Du kan måle nivåene av kromosfærisk magnetisk aktivitet i spekteret. Kombiner dette deretter med empiriske forhold mellom aktivitet og alder (f.eks. Mamajek & Hillenbrand 2008). Dette kan gi deg alderen til en faktor på to for stjerner eldre enn noen få hundre Myr. Det er dårlig kalibrert for stjerner som er mindre massive enn solen. Men generelt vil en mer aktiv M-dverg sannsynligvis være yngre enn en mindre aktiv M-dverg. Det bør absolutt skilles mellom en 2Gyr og 8Gyr M dverg.

Hvis du måler synshastigheten fra spekteret ditt, kan dette gi deg i det minste en sannsynlig ide om hvilken stjernepopulasjon stjernen tilhører. Høyere hastigheter vil ha en tendens til å indikere en eldre stjerne. Dette ville fungert bedre hvis du hadde riktig bevegelse (og helst også avstanden, rull på Gaia-resultatene).

Tilsvarende, i en sannsynlig forstand, er stjerner med lav metallisitet eldre enn stjerner med høy metallisitet. Hvis du snakket om stjerner så gamle som 8Gyr, ville disse sannsynligvis ha lav metallisitet.

Oppsummert. Hvis du snakker om G-dverger, kan du aldre til presisjoner på omtrent 20% ved å bruke logg og Teff fra spekteret. For M-dverger, med mindre du er heldig nok til å se på et ungt PMS-objekt med Li, vil presisjonen din i beste fall være noen få Gyr for et individuelt objekt, selv om kombinasjon av sannsynlige estimater fra aktivitet, metallisitet og kinematikk samtidig kan bli smalere dette litt.

Som et tillegg vil jeg også nevne datering av radio-isotoper. Hvis du kan måle overflodene av isotoper av U og Th med lange halveringstider og deretter gjette noen på deres opprinnelige overflod ved å bruke andre r-prosesselementer som en veiledning, får du et aldersestimat - "nucleocosmochronology". Foreløpig er disse veldig unøyaktige - faktorer med to forskjeller for den samme stjernen, avhengig av hvilke metoder du bruker.

Les Soderblom (2013); Jeffries (2014).

EDIT: Siden jeg skrev dette svaret, er det minst en lovende metode til som har dukket opp. Det viser seg at overfloden av visse s-prosesselementer (f.eks. Barium, yttrium) berikes ganske sakte i løpet av Galaxyens levetid (av vindene til døende asymptotiske gigantiske grenstjerner), og saktere enn berikelse med jern og mye mer sakte enn alfa-elementer som Mg og Si. Dermed kan en måling av de relative brøkdelene av disse elementene, som [Y / Mg], gi alderen til presisjoner på en milliard år eller så (f.eks. Tucci Maia et al. 2016; Jofre et. al. 2020). Denne metoden er trolig den beste for solstjerner eldre enn en Gyr, men forblir uutforsket / ukalibrert for stjerner med lavere masse.

Kort sagt: du kan ikke.

Lengde: det beste du kan gjøre er å matche spekteret ditt med et bibliotek med kjente spektre, og finne det beste samsvaret. Men for at disse spektrene skal være nyttige, må du ha bestemt alder, masse, Y (innhold av Helium) og Z (innhold av metaller, det vil si alt utenfor Helium). Og alderen deres kommer fra ... ja, isokroner, så du vil bruke isokroner indirekte.

Så kort sagt, ja, du kan bestemme massen, alderen og Y og Z til en stjerne med sitt spektrum og uten sin egen isochrone, kanskje opptil 5% av sin hovedsekvens levetid under hovedsekvensstatus (f.eks. 0,5 Gyr for en 10 Gyr hoved-secuence-livsstjerne som solen vår.) igjen, denne matchingen av spektra gir tilleggsinformasjon som overflate tyngdekraft, som ikke er nyttig alene, men trenger forutgående kunnskap om masse og radius.

Jeg er ingen ekspert på stjerneatmosfærer, så jeg har en begrenset ide om hvordan ting som $ \ log g $ påvirker linjene. Men jeg jobber med stjernemodeller, så jeg kan ta et kniv på den delen.

Det overordnede prinsippet er at databehandling av stjernemodeller er en slags optimaliseringsproblem. Vi modellerer strukturen til stjerneinteriør ved å konstruere et system med differensiallikninger basert på noen få enkle forutsetninger. (Når jeg underviser i stjernestruktur og evolusjon, anbefaler jeg vanligvis de fremragende og gratis forelesningsnotatene til Onno Pols og Jørgen Christensen-Dalsgaard.) Disse modellene avhenger av mange parametere. Noen er kjent: masse, sammensetning og alder. Noen mindre: det er vanligvis minst en parameter for hvordan konveksjon parametriseres. f.eks. blandelengden . Noen er diskrete: hvilke opasitetsdata som brukes, hvilke solforekomster som velges. Og noen er relativt ubetydelige: det er et dusinvis (eller hundrevis!) Av numeriske parametere som brukes til å løse ligningene.

Så la oss bare si at vi har en magisk svart rute som tar fem parametere - masse, innledende metallisitet , innledende heliumoverflod, alder og blandelengde — og produserer $ T_ \ text {eff} $ og $ \ log g $. Det vi må gjøre er å velge verdier for parametrene for å matche observasjonene, som er et standardproblem i optimalisering, slutning, parameterestimering eller hva du vil kalle det.

Husk at alder er en spesiell parameter. Det er måter å måle ting som masse, radius eller lysstyrke relativt direkte på. Men å velge rekkefølgen av modeller som produserer riktig stjerne, kommer alltid an på hvilke stjernemodeller du bruker i utgangspunktet. Alder er usikre både på grunn av usikkerheten i observasjonene, men også på grunn av den indre usikkerheten i modellene. Selv om noe som interferometri potensielt kan gi en uavhengig radius, kan vi bare få indirekte aldersmålinger, og å konvertere disse indirekte målingene til aldre innfører også usikkerhet.

Trikset nå er hvordan mye data du har ...

Gitt et enkelt spektrum med høy oppløsning (R≳50000) som eneste datapunkt, hvor enkelt er det å nøyaktig utlede alder og evolusjonær status til en stjerne?

Jeg vil si at det er veldig vanskelig å få en nøyaktig (eller til og med presis) alder bare gitt et enkelt spektrum. Foreløpig vil spektrum sannsynligvis først bli brukt til å bestemme $ T_ \ text {eff} $ og $ \ log g $, og dermed vil verdier da bli brukt som innganger i stjernemodellen. Husk: Jeg snakker om interiørmodeller, så de produserer vanligvis ikke en modellatmosfære å sammenligne. Du har da allerede fått problemet at det er flere parametere enn observerbare. Dette løses ved å anta at blandelengdeparameteren er den samme som de best passende verdiene for solen (som vi har mye mer data for) og at overflodene av helium og metaller er korrelert. (Vi kaller dette en anrikningslov .) Dette gjør problemet lett, fordi høyoppløselig spektrum også skal fortelle oss metallinnholdet.

Å vite evolusjonstilstanden er lettere, tror jeg, fordi overflatenes tyngdekraft bør hjelpe deg med å skille, spesielt gitt et høyt oppløsningsspektrum. Som sagt, jeg er ingen ekspert her, og jeg er klar over at feilklassifisering kan skje med flerfarget fotometri, men jeg forventer ikke at det vil skje med høyoppløselige spektre.

Hvis du ' vil lese videre, her er noen raske ressurser som kan være av interesse. For det første dukket noen forelesningsnotater om å bestemme stjernealdere nylig opp på arXiv:

• Hvor nøyaktige er stjernealdre basert på stjernemodeller? I. Virkningen av stjernemodellens usikkerhet
• Hvor nøyaktig er stjernealdre basert på stjernemodeller? II. Virkningen av asteroseismologi

For det andre kan du leke med syntetiske linjeprofiler og andre atmosfæriske data med GrayStar, en webapp som beregner grunnleggende atmosfære data. (Jeg er ikke erfaren med det, så jeg er ikke helt sikker på hvordan det fungerer, men du kan leke deg rundt for å få den informasjonen du ønsker om f.eks. Forskjellen mellom linjeprofiler i giganter og dverger, tror jeg.)

Basert på denne artikkelen, når stjernene blir eldre, spinner de saktere. Alderen til stjerner kan derfor estimeres ved å måle stjernenes rotasjon: hurtige spinnende stjerner er unge mens sakte spinnende stjerner er gamle.

For noen veldig store (og dermed relativt kule) røde giganter kan du kanskje finne ut av noe fra deres spektre, ettersom det noen ganger blir sett utslippslinjer - dette er vanligvis lysere sentrale lapper sett midt i den mer typiske absorpsjonen (mørk) spektrale linjer - forårsaket av den store størrelsen på (virkelig!) varme gassskyer som omgir gigantene. Men det ville ikke være en pålitelig metode for gjenkjenning av rød gigant.