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星海微萤

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恒星的年龄(Soderblom 2010)(下)  

2011-10-27 21:15:48|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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5. 经验年龄关系

经验年龄关系给出了一个量值随年龄的某种观测到的变化,这些关系可以用星团或者已经用别的方法测定了年龄的恒星来校准。另外,要有一种说得过去的物理演变过程存在,为观测数据提供一个框架, 即使我们对这些物理过程尚不完全了解,并且不能预测其特性如何变化。因为一些经验指标是对其年龄依赖于模型的天体(大多数是星团)来校准的,所以它们是间接的依赖于模型的方法。

这里讨论的经验关系适用于小质量星(主序和主序前),这是因为它们全都起因于这类恒星中对流区(CZ)的存在。在这类恒星中,对流和自转(尤其是纬度方向的较差自转)相互作用,产生了一些复杂的运动,而对流区中的物质是电离的,并因此是导电的。这些运动于是就可以再生一个种子磁场,使它加强和放大。这就是发电机机制。再进一步,我们观测到太阳具有一种电离风,并且磁场能够迫使这种风在完全离开太阳表面之后仍旧共同转动,从而导致角动量(AM)的损失。于是,按照这样一幅图画,一颗恒星的自转像太阳那样逐渐变慢,就是不可避免的。而且,恒星在开始时若具有比平均值快的自转速率,那么这会产生更强的磁场,并因此角动量损失得更快。换句话说,有一种反馈机制,导致一个同龄星族内自转速率的初始弥散随时间减小。

通过发电机机制产生的磁场本身显示为各种不同形式的活动。非热能量淤积在色球和冕中。一颗恒星的色球特性可以通过获得诸如Ha 线Mg II hk线、Ca II HK线或Ca II红外三重线等非常强的吸收特征的线核光谱来观测。在这些波长处,恒星光球遭到了吸收的抑制,很弱的色球就变得可以看到。一些星冕能以软X射线发射的形式看到。

这一演变情景构成了指导晚型星自转变慢、活动性衰减以及这两者之间关系研究的依据。重要的是要强调,上述图画是一种假设,它仅部分地得到了检验,但并没有完全得到检验。把能量馈入到色球和冕中的那些过程,即使对于太阳,也尚不清楚。不过,这一演变情景与迄今可以利用的观测数据是一致的(但见下面的第10点说明)。对流区的另一个结果,我们认为是恒星表面Li丰度随时间的耗减,而这提供了又一个经验年龄指标。伴随这些过程的黑子和磁活动性还导致了测光数据的变化,这将简单地描述一下。

经验年龄指标这一课题有其本身的历史,但Kraft1967)和Skumanich1972)的论文对后来者有着很大的影响。Skumanich1972)使用那时可以利用的少数距离最近的疏散星团以及太阳的自转、活动性和Li数据,并注意到自转和活动性都呈现与 t -1/2成正比的下降,而Li的耗量则按指数增长。在那时,可以利用的自转数据得自v sin i的测量值,但近年,精密的测光已经得出了大量太阳型星准确的自转周期,尤其是在较年轻的星团中,而这就使得对所发生的现象能够有远为更好的认识。

5.1. 自转减慢和陀螺计年法

太阳型星自转随着年龄的减慢已由团星和场星的观测很好地确立。由于存在着刚勾绘过的那种反馈情景,这种自转减慢被认为是确定性的,而不是概然性的,并且在一个同龄星族中,自转速率随时间存在某种收敛。诚然,角动量损失的细节仍还有待研究,而且对于自转变慢的某些方面认识得还很差,这构成了对我们的图画的挑战,尤其是对主序前星和零龄主序星。现已由多篇评述涉及自转变慢和角动量演变;最新的评述如Barnes2009)、IrwinBouvier2009)和Mamajek2009)。

Barnes2007)对自转周期、颜色和年龄之间的关系作了较准,他使用的是一些星团的数据,而他的这项工作现已为MamajekHillenbrand2008)所更新。这些较准涉及某些假定,这些假定对他们把这种方法运用于单颗恒星可能会有影响。

1. 如已注意到的,年龄大于 ~ 500 Myr的疏散星团相对来说比较罕见,而且距离大多很远。这使得在它们所最需要的范围内对模型的检验受到了限制,而人们想要估计单颗场星年龄的正是那些年老的恒星。这通过寻找一些近距双星,其中主星为中等质量,而伴星为太阳型星,使得这个双星系统的年龄可以用等龄线定位来确定,从而在某种程度上得到解决,但是这样做所能使用的双星系统并不是非常多。

2. Barnes2007)用一个平均关系来表征每个星团,这一关系被拟合到那些周期最长的恒星。确实,年轻星团的大多数成员星都位于他的“I”序列上,但任何年轻星团都有很大比例的较快自转的恒星(他的“C”序列),在某些情况下,这类恒星的自转速率是较慢自转恒星的100倍(4)。这些超快自转星(UFR)本身就是一种有极大吸引力的现象,对于主序前星中角动量的分配和演化具有重要意义。它们是真正的星团成员星加上了很大的宇宙“噪声”和不确度,有待校准。这在IrwinBouvier2009)中可以清楚地看到,它们展现了现可利用的星团数据的状况。

 

恒星的年龄(Soderblom 2010)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

 4   年轻星团的Prot观测结果。观测得到的周期值被除以太阳的Carrington自转值(25.38日),得出相对于太阳的角速率。图中给出了NGC 2264(年龄约5 Myr)、M50130 Myr)、M34200 Myr)和毕星团的数据,用来表明一直到毕星团的年龄625 Myr时,自转如何变慢和收敛。对于许多别的星团,现也已有Prot的观测结果可以利用(见IrwinBouvier 2009),但图中的几个星团的走势具有代表性。图中的数据由J. Irwin提供,来源在IrwinBouvier2009)中列出。

 

 

3. 在年轻星团中所看到的弥散,除了增加年龄测定值的不确度外,还意味着由Prot估计的年轻恒星的年龄将是有偏的。Barnes2007)以及MamajekHillenbrand2008)的陀螺计年法校准依据的是不同星团内自转较慢的恒星。如果把那些相同的关系应用于那些星团中的一个,那么所产生的年龄分布将是不对称的,带有一个明显的尾巴,偏向这个星团中看上去比大多数恒星更年轻的一些恒星;这些恒星就是超快自转星。对于单颗恒星,人们不知道这颗恒星的角动量在这样一种分布中位于何处。

4. 如在毕星团和后发星团中F型和G型恒星的自转周期观测数据中所看到的,角动量的这种弥散看来在 ~ 500 Myr年龄附近收敛(Collier Cameron等人2009)。

5. 在某一给定年龄处的自转速率对质量高度敏感,尤其是主序上1 M 以上的恒星(主序前型的自转速率倾向于更独立于质量;见图4中的NGC 2264)。一般用恒星的颜色作为质量的近似来作较准,但对于化学成分不同的恒星,颜色质量关系是不同的,而且这会增加系统不确度。

6. 星团中Prot分布的获得,相对来说比较简单,因为其中的年轻恒星由于表面的不均匀性(黑子)而易于显示出显著的测光调制,而且星团覆盖了适度的天空区域,能够在大约一个月内得到必要的观测结果。相比之下,较年老的场星必须一颗一颗地观测,而且光变的幅度通常小得多。年轻恒星的自转周期介于几小时到 ~ 2星期的范围内,而像太阳这样较年老的恒星,周期为1个月或更长。

7. 我们由Prot得到的对自转的认识也是有偏的,因为只有某些恒星在给定的时间展现出周期性光变。它们通常自转越快活动性就越强,但即使在这样一些恒星中间,也并非所有的恒星在所有的时间都展现出自转调制。反差较高的信号(相当于宽带测光)使用诸如Ca II HK这样的色球特征谱线进行观测就可以看到,虽然要以信噪比作为代价。即使在这种情况下,也还要碰运气,正如由SORCE太阳辐射和气候实验)项目对太阳的Mg II hk的观测所表明的,在大多数情况下,hk发射的自转调制显而易见,但有时候,却几乎或者根本不能看到调制(Snow等人2005)。

8. 自转周期的数值,凡现可利用的,均明显地偏向于精密并且与朝向无关的自转测量方法,但只要自转是造成谱线增宽的主要原因,使用v sin i数据也是可以接受的。在这种情况下,误差不会太大,而且自转的统计结果会使得大多数恒星的v sin i就是或者接近是真正的赤道速度。例如,昴星团中v sin i的分布(Soderblom等人1993b),在转换成Prot后,就与由其他同龄星团的Prot得出的结果一样(IrwinBouvier 2009)。

9. 与任何天文现象一样,我们只能观测疏散星团,它们的天性使得我们可以利用它们。现可利用的数据丰富并还在继续增加(IrwinBouvier 2009),但要评估某一个星团也许是如何地具有或不具有典型性,这依然是很困难的。这需要一个更大的近距星团的样本。

10. 使用自转来得出年龄,依据的关键性假定是角动量损失和自转收敛的不可避免性,而这一假定尚未得到检验。最近在M67(年龄4 Gyr)中发现的一颗恒星,它的自转速率约为别的同样颜色恒星的两倍,而后者则如预料的,它们以太阳的速率自转(ReinersGiampapa 2009)。这一观测结果尚需证实(例如,这个天体有可能是一对双星),但在这么老年龄时自转的弥散无疑仍然很大,这将会破坏那幅我们已经精心构建起来的图画。

Barnes2007)以及MamajekHillenbrand2008)所作的自转年龄较准把由一些星团获得的认识浓缩成了一些平均的关系。当然,这有助于利用在一个星团内有众多恒星的数据这样一个有利之处来确定一个平均关系,但所看到的弥散表明了我们在尚不知道一颗恒星的年龄的情况下它的年龄差别可能会显得如何地大。所看到的这种弥散不是统计性的,而且不是一种误差;它是真实存在的,并且很可能是无规律可循的。Collier Cameron等人(2009)给出了一个例子,表明在一个同龄的星族中视年龄可能会存在多大的弥散:对于表现得很规矩的毕星团和后发星团,弥散为 ±40 % 。换句话说,当把对于一种群体现象的认识应用于个体时,存在着一种固有的弱点。同时,把这些校准结果用来获得一个比如说包含了10颗或更多恒星的年轻集群的年龄,应该是可以的。

5.1.1. 陀螺计年法总结

+ 自转周期一般能以很高的精密度和准确度进行测量。而且,除了相对来说较小的较差自转影响以外,自转并不受光变的影响。

+  零龄主序后以及年龄更大的恒星(t > 500 Myr)绝大多数都表现得适度地好,并展现出完全确定的自转随年龄变化的趋势。

+ 存在着一种似乎说得过去的并且部分已得到检验的演变情景,可以解释观测到的自转随年龄的减慢和收敛。

- 如果不能检测到自转周期,那么也就无法估计年龄,而且这种方法仅局限于太阳型星(因为它们有黑子),并因同样的原因而适用于更年轻的恒星。晚F和早G型矮星也倾向于较少展现出自转的标志;请注意4中没有颜色较蓝的恒星。

- 得到自转周期在观测上是个累活,而且如果测光光变的幅度很小,就并不总是能够进行。无论活动性的程度如何,都有可能出现小变幅,并导致结果有偏。

- 在某些情况下,测量得到的也许是真正的自转周期的某种异化,而不是真正的周期。

- 恒星表面的较差自转可能意味着测到的自转周期不是赤道处的数值。不过,迄今的经验表明,由此造成的不确度与其他影响相比并不算大。

- 在一个星团中,尤其对于 t < 500 Myr的星团,同龄的恒星之间Prot存在显著的弥散(4)。Barnes2007)认为,在他的I序列上的星团中的恒星遵循 t -1/2规律,这对于较年老的天体看来是成立的,但它不可能告诉你某一给定的单颗恒星是否符合这个判据。考虑到自转年龄关系校准所用的方法,所得的年龄可能是有偏的,因为在年龄很小的恒星中存在着一些快速自转星,它们的预测年龄远比真实年龄小。

- 年龄相同或相近的不同的星团并未呈现出相同的Prot随质量的分布(IrwinBouvier 2009),这增加了额外的固有不确度。目前的校准也许有一些其他的参数(诸如化学成分)没有考虑,或者在恒星到达零龄主序以后初始条件也有可能存在问题。

5.1.2. 建议

使用Prot估计GK型矮星的年龄,尽管存在上述已知的以及潜在的缺陷,然而仍然是现可利用的校准得较好并且认识得也较清楚的方法之一。为了使我们能认识到这一点,我们建立了一些范例——它们不一定代表了真实情况——但这些自转年龄范例很好地经受住了对它们已经作过的那些检验,上面讨论的那些意见就是由这些检验给出的。MamajekHillenbrand2008)对FGK型星的校准可作为首选,因为他们的校准看来避免了Barnes2007)所包含的系统误差。

5.2. 活动性和年龄

正如已经提到过的,Skumanich1972)首先提出,自转和活动性两者与年龄之间的关系可以用 t -1/2幂律来表达。尤其是,他使用Ca II HK色球活动的测量结果,因为这些数据现在就可以利用,但其他的活动性指标也一样可以使用。Skumanich关系还意味着活动性与自转成正比,而且这也确实被观测到了,但有两个极重要的限制。首先,我们看到的活动也许起源于自转,但由自转导致磁场产生观测到的活动的过程链是一条很长的链,对于其中的联系知道得还很少。这条链的一个结果是,对于一颗给定的恒星,活动性可以有很大的变化。其次,由于尚不很清楚的原因,活动性在自转速率很高时出现饱和。由此造成的定性感觉是活动性不再无限制地与自转保持线性地成正比,而是增加了额外的不确性。

被概而广之称作为活动的那些现象,可用多种方式进行观测。这些现象都是恒星的非热发射,并且流量远比光球弱。其结果,活动性的观测最好是用光球很弱或者被抑制的波长来作,例如像X射线、紫外、强吸收线核以及射电波段。在这些波长中,有一些(X射线和射电)活动性的印记是没有异议的,其中不存在由热造成的背景。可是,最容易观测到的活动性指标是光学光谱中强线的核,在这种情况下,由活动产生的流量并不能那样截然分明地与背景区分开。此外,某些观测者偏好比如说软X射线流量,在这些情况下,如何把活动性参数化,并不是都很清楚的。这里,我使用归一化的指数,其中观测到的流量被除以恒星的热流量,得出诸如RXRHK这样的流量比,因为这些指数看来在某些光谱型范围内能产生一致的结果。

5.2.1. II色球发射

到目前为止最频繁地观测到的活动现象是在光学光谱一些共振线尤其是Ca II HK的核中所看到的色球反转。这里我主要集中在FGK型星上,但对于M型矮星也存在HK数据。Olin Wilson首先使用Ca HK作为恒星活动性的指标,最初是用照相光谱,后来改用分光测光。VaughanPreston1980)用一种专门的仪器来推进Wilson的工作,对后来在恒星的背景下认识太阳以及反过来在太阳的背景下认识恒星都有很大影响。Wilson山的HK项目对恒星活动周期作了将近半个世纪的长期监测,其中包括了一项在限定的空间范围内的巡天以及他们的望远镜可以观测到的少量星团(主要是毕星团)的观测。已有许多论文和评述描述了HK的观测结果以及由它们归算得到的物理上有关的量R'HK,即HK流量与Lbol的比值,改正了带通内的光球光(因此带撇号;见Noyes等人1984)。Baliunas等人(1995)给出了Wilson山项目的一个总结。

观测FGK型星的HK对于试图检测Prot来说有一个非常明显的优点:一颗单星的低分辨率光谱(R 2,000)对于估计平均活动水平来说已经足够。此外,甚至一些较为年老的恒星,表面不均匀性调制的反差不足以检测它们的自转,但HK发射仍可以检测到。这使得测量几千颗场星的HK成为可能。不过,HK活动性已知有多种时标的变化,从几小时(耀发),到几天和几星期(自转),到几年(长期的活动周)。这些变化的每一种,对于认识恒星的物理状况和发电机机制来说,本身就是一个研究课题,但这里我们关心的是用于确定给定恒星平均活动水平的变化和不确度。诚然,这些变化的幅度,与活动性随年龄下降的总的幅度比较,还是相当低的。就在Wilson山作过多次观测的恒星而言,数据表明,由一、两次HK测量结果产生的HK等值宽度,其变化在长期平均值的8 % 以内(Soderblom 1985)。对于较年老的太阳型星和在较小的程度上对于更冷或更年轻的恒星,这导致log R'HK0.08 dex的变化。Wright等人(2004)把Wilson山的观测结果与由同样一些恒星的高分辨率光谱得出的类似指数作比较,发现有13 % 的弥散。对色球宁静恒星多次的大范围的观测表明,弥散约为6 %Wright等人2004。;这代表了在最好的情况下固有变化的最低水平。作为另一个例子,图5给出了在Lowell天文台作为一个恒星监测项目的一部分获得的太阳HK长期观测结果(HallLockwoodSkiff 2007)。短期变化可以很大,而太阳活动周很容易看到。

 

恒星的年龄(Soderblom 2010)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

5  太阳视圆面累积Ca II K线核观测结果。这些观测结果取自Lowell天文台一个监测太阳型恒星活动周的项目(有关介绍请见HallLockwoodSkiff 2007)。这些太阳的观测结果是使用光纤输入恒星观测所用的同一台摄谱仪中获得的。这些数据的时间跨度超过了一个太阳活动周,可以看到太阳总的活动的起落,以及一些短期的变化。弥散完全是天体物理性质的,并非噪声。

 

Skumanich1972)最先对年龄与活动性之间的关系作了研究之后,SoderblomDuncanJohnson1991)作了更全面的校准,证实了对于星团和质量较大的恒星的双星伴星, t -1/2关系看来都能很好地起作用,而对于上面提到过的年轻的年龄,则趋向饱和。SoderblomDuncanJohnson1991)还应用了另一种方法,利用了但是所能利用的样本无偏(基本上仅受空间范围限制)的性质带来的益处。这种方法使用太阳来确定年龄为4.5 Gyr时的关系,并假定HK发射随年龄单调地下降(只要随年龄的变化趋势占了主导地位,一些短期的变化就不是什么大问题),而且银河系在太阳附近的恒星形成率是恒定的。在改正了银河系中的盘加热改正之后,结果基本上与直接校准的关系相同,意味着这两种方法都是很不错的,而且这些色球数据与恒定的恒星形成率相一致。

仅就自转而言,年轻(< 500 Myr的)星团中HK的测量结果表明,弥散在很大程度上是固有的(6)。这一弥散与自转的弥散有关,而且超过了一些星团平均值之间的差值,使得相同HK水平的恒星视年龄有显著的重叠。与自转一样,在毕星团中,这一弥散在很大程度上缺失,而且这被认为反映了自转发生了收敛。对于较年老的恒星,HK发射变得很弱,而且不清楚谱线中究竟哪一部分才是色球产生的。

早期的那些分析曾经假定,所有的恒星都具有太阳的化学成分,而且HK发射不依赖于化学成分。这样的假定对于太阳附近的那些最年老的恒星肯定不成立。较低的金属度也许会通过改变能恒星的结构影响发电机机制本身,但至少一颗恒星中 [Fe/H] 的降低意味着 [Ca/H] 的降低,并因此使谱线的形成条件发生变化。其纯结果,因为线核不那么深,就会使得一颗贫金属星显得具有更高的活动性,从而比实际的情况更年轻。Rocha-PintoMaciel1998)以及Rocha-Pinto等人(2000)对这一影响作了校准。他们还证明,活动程度高也许会影响恒星的Str?mgren测光,并因此以这种方式影响年龄。

除了使用 HK 估计年龄之外, 这一关系的总的形式以及它对于年龄和恒星物理两者可能具有的影响还有一个带根本性的问题。   t -1/2 幂律也许在数学上很简单,但在物理上并不正确,之所以会出现这个问题,是因为太阳型星的HK强度分布在与年龄 ~ 1-2 Gyr对应处存在一个“Vaughan-Preston”空隙。Pace等人(2009)通过得到上述年龄范围内某些星团成员星的HK观测结果来解决这个问题。PacePasquini2004)以及Pace等人(2009)根据他们对年龄在1-2 Gyr附近的若干星团的HK观测结果提出,HK发射在 ~ 1.5 Gyr后停止下降。较年老恒星活动性继续下降的验证和校准是困难的,这既是因为年老星团的稀少,也是由于色球活动的减弱并因此需要高信噪比的光谱。然而,太阳和聚星半人马 a ,年龄为4-5 Gyr,它们的HK发射均比年龄为1 Gyr的星团还弱,而M67——年龄也是约4 Gyr——的HK发射也较弱(6),但HK的弥散也超过了观测误差(Giampapa等人2006)。对于类似太阳的恒星的自转和活动性的演化,我们不了解的东西还很多。

 

恒星的年龄(Soderblom 2010)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

6  在一些具有代表性的年龄时Ca II HK活动性的观测结果(据MamajekHillenbrand 2008改绘)。纵坐标是归一化的HK强度指数,见正文所述。给出了主序前(PMS)星群(红色;年龄5 Gyr)、昴星团(浅蓝色;100 Myr)、毕星团(灰色;625 Myr)和M67(紫色;4 Gyr)的观测结果。代表太阳的点用粉红色表示。请特别注意在任何一个星团中看到的HK指数的取值范围以及例如在昴星团内的弥散超过了昴星团的平均值与太阳的数值之间HK指数的变化。

 

5.2.2. 其他色球指标

对于晚型星色球活动的其他有用的测量结果包括Ha 以及Mg II hk LyraPorto de Mello2005)给出了太阳型星年龄对于Ha 的依赖关系的观测结果和分析,这方面的工作是由Herbig1985)开创的。Ha 就其固有的特性而言并不像HK线那样深,因此其色球分量并不那么容易检测,既需要好的分辨率,又需要高的信噪比。Mg II hk线非常类似于Ca II HK线,并且是在类似的条件下形成的。CardiniCassatella2007)给出了Mg II hk发射与年龄的关系。

Ha 以及Mg II hk都还没有大的数据库,而Ca II HK现已有这样的数据库可以利用。然而,在某些情况下,对于某一颗感兴趣的恒星,这两种指数也许是可以利用的,而HK倒没有。鉴于现可用来校准Ha 以及Mg II与年龄的函数关系的星团观测结果少很多,使用它们时也许最好首先使用一些平均关系把它们转换成等效的HK指数,然后使用HK与年龄的校准关系。

5.2.3. 冕区发射

与太阳一样,恒星的冕区本身以软X射线显露出来。由于恒星在这样的波长处的发射完全是非热的,因此可以给出高对比度的信号,不过这样的信号还是很弱的,并且除了近距和年轻的恒星以外,难以检测到。主序前和零龄主序的晚型星的X射线发射具有可观的强度,它们可以用诸如Rosat这样的有效手段进行巡天观测,识别出星场中以前所不知道的非常年轻的恒星(ZuckermanSong 2004)。

现可利用的数据有限,这意味着不能对X射线发射与年龄的关系进行独立的校准,不过GüdelGuinanSkinner1997)研究了一个用其他方法确定了年龄的太阳型星的小样本,并得出LX t -1.5,远比对于HK发射所看到的 t -1/2的年龄依赖关系来得陡。X射线的情况还涉及冕区结构由于温度随时间变化而发生的可观的变化,并因此在观测结果中还包括了测量到的依赖于X射线波长的下降。利用将近四十年的X射线流量,还可以看到(SterzikSchmitt 1997),X射线发射和Ca HK发射彼此以幂律相联系,其弥散按R'HK计约为0.06 dexMamajekHillenbrand2008)给出了一个把X射线流量转换成HK的平均关系。如果有HK数据可以利用,那么使用X射线发射作为年龄指标并没有什么好处,此外,X射线流量与HK相比,变化显著地更大,而且不确定。像色球发射一样,X射线发射在高水平时出现饱和(Pizzolato等人2003)。

5.2.4. 使用活动性估计年龄的总结

+ 对于一颗恒星,获得活动性指数在观测上是直接就可以做到的,并因此有大型的数据集存在。现有的活动性数据比任何其他年龄指标都多,尤其对于场星更是如此。

+ Ca II HK很容易由地面进行观测,而且只需要中等的分辨率就可以得到对活动性的量度。

+ 虽然活动性对于几乎所有的时标来说都是在变化的,但对于主序星,其变化一般远小于活动性随年龄明显的下降,并因此单独的一次观测就可以给出对平均水平的合理估计。年龄的估值可以达到约0.2 dexSoderblomDuncanJohnson 1991)。

+ 还可以使用X射线发射。它一般对年轻恒星才能检测到,但它能给出高对比度的信号。

+ 对于给定的年龄,活动性对质量的依赖性仅为中等(MamajekHillenbrand 2008)。

- 活动性是由对流和自转相互作用而引起的(就我们所知的而言),并因此随自转而变化,但加上了显著的变化。换句话说,活动性对于自转来说是一种次生现象,给定一颗恒星的自转速率,所能得到的是活动程度的一个范围。这样一种关系需要进一步的研究和验证,并且有可能在一些重要方面存在错误。还有,这些形式的活动性只在对流恒星中才能看到,这些恒星的光谱型为约F6V和更晚。

- 年轻(主序前和零龄主序的)恒星,在一给定的年龄处,活动性呈现出很大的变化范围。这阻碍了把活动性用于确定单颗恒星的年龄,而且为了确定一个平均关系,需要至少10-20颗恒星的集群。

- 对于叫年老的恒星,活动性可能很难检测,信号中与年龄有关的部分(相对于活动程度极低的恒星中预期存在的基底水平的活动而言)是不确定的。我们知道太阳曾经历过像Maunder极小期这样黑子很罕见的时期,但我们并不知道在那种情况下人们将观测到的活动水平。

- 目前测量的活动性指数(尤其是Ca II HK)很可能存在着对金属度的敏感性,而这种敏感性尚未被充分地加以考虑。一个结果是贫金属星可能会显得比它们真正的年龄更年轻。

- 诸如R'HK这样的活动性指数一般是以不考虑谱线的自转增宽的方式测量的,这会导致系统性的错估。SchroderReinersSchmitt2009)给出了如何考虑这种影响的方法。

- 在一切时标上,活动性都固有底可辨,因此为了得到平均水平的最佳估计,需要延长测量的时间。

- 在自转速率很高时,活动性出现饱和,这使得活动性对Prot仅有很弱的依赖性,因此,在这种状况下,活动性是一个很差的年龄指标。

- 只有对于Ca II HK,才有大量的数据可以利用。其他的活动性测量结果尚不能对年龄进行校准。

5.2.5. 建议

活动性的观测结果必须首先归算为例如像R'HK这样的指数,这类指数已被归一化到恒星的光度(见Wright等人2004关于Ca HK的处理过程)。对Ca II HK已有大量的观测结果,其中包括一些星团内的恒星,但其他活动性指数的数据过少,而对星团的观测数据就更少了。这使得首先利用诸如MamajekHillenbrand2008)所给出的平均关系把活动性观测结果转换成等价的HK成为有益。

现已发表的HK与年龄的关系很多。SoderblomDuncanJohnson1991)给出了一个活动性与年龄的关系,这一关系是按恒定的恒星形成率计算的,加进了盘加热的改正。因为这一关系不是解析的,SoderblomDuncanJohnson1991)没有给出一个公式与表示这一关系的曲线(见他们的图10)相配,而是用如下的关系式作为log R'HK的数值从 -5.1 -4.3范围内的严格近似:

 

log t HK = -8568.2 - 7037.6 x - 2164.6 x2 - 295.76 x3 - 15.144 x4                                                                                   1

 

其中x = log R'HK t HK以年计。我要强调的是,这个公式是对于一些星团的平均值以及对于太阳的方便的数学拟合;它不是一个物理上的关系,而且它并不考虑在任何一个年龄处所见到的很大的弥散。Wright等人(2004)给出了一个类似的多项式,这两个关系式之间的差值在2 Gyr附近 < 5 % ,但在小于上述年龄时,Wright等人(2004)给出的年龄系统地比SoderblomDuncanJohnson1991)给出的大(SongZuckermanBessell 2004)。SoderblomDuncanJohnson1991)所示的变换式改正了这一影响,这一影响是由HK发射饱和所引起的。

5.3. 锂耗尽

我们知道,像太阳这样的恒星会随着时间的流逝而耗尽它们表面的Li丰度,因为原始太阳系物质所含有的Li约为目前太阳表面的Li含量的200倍。正像自转和活动性一样,年轻疏散星团表明,年轻太阳型星具有比主序星多得多的Li,而且在那样年轻的年龄处Li具有很大而真实的弥散(7)。这种弥散在某种程度上与自转相关(Soderblom等人1993a)。

 

恒星的年龄(Soderblom 2010)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

7  一些星团中锂的观测结果,使用SestitoRandich2005)的数据。这些数据包括:约为5 Myr的金牛T型星(橙色)、年龄为3050 Myr的几个星团(湖绿色)、100 Myr的昴星团(浅蓝色)和600 Myr的几个星团(灰色)。这些数据以观测所用的单位给出,以表明所见到的固有的弥散。这种弥散是真实的,并非误差。请注意,金牛T型星的Li尚未耗尽,因此等值宽度(EW)几乎没有呈现弥散,而昴星团中的恒星在 (B-V)0 > 1.0(约为K0V型和更晚型)时EW的弥散达1 dex;丰度的弥散也就更大。

 

恒星中的Li是用6,708 A处的双子线共振吸收线观测得到的。这一特征与Na D线或Ca II HK线类似,但不能分解开。在太阳上这一特征很弱(Wl < 2 mA),证明了在太阳大气中这一元素的缺乏。6,708 A特征是由Li I产生的。Li的电离势很低,因此大多数以Li II的形式存在,而后者是不可见的。由于这个原因,6,708 A特征的形成对Teff高度地敏感。非局部热动平衡(LTE)效应也可能很显著,尤其是对于富Li恒星(LindAsplundBarklem 2009)。

年轻恒星Li 6,708 A特征的检测是很容易的(Wl < 100 mA),而且这一特征是否确实存在已被用来作为金牛T型星的判据。在富Li恒星中有时可以看到另一位于6,103 A处的Li的特征。像太阳这样的贫Li恒星,Li特征的检测非常困难,因为6,708 A处的特征与其他许多强度相近的谱线融合在一起。无论是从观测上说(BraultMüller 1975),还是从分析上说(MüllerPeytremannde la Reza 1975),提取太阳的Li丰度都是一项极其高超的技术。

SestitoRandich2005)汇总并分析了现可利用的疏散星团恒星的Li数据。这些数据与所有以约为3.2的均匀初始Li丰度(对数标度,其中H = 12)形成的那些星团相一致。他们指出,Li耗尽大多数发生在恒星到达零龄主序之前,这种耗尽的状态有的可以持续到最长达1-2 Gyr。疏散星团数据也表明,Li耗尽不是一个连续的过程,不能用一个简单的 t -a 型的规律来描述。

对于Li耗尽,尚无一个已提出的模型能完全解释观测到的结果,但有几方面的因素也许会对Li丰度的解释造成带根本性的不确性。首先,由于刚刚提到过的对温度的敏感性,观测到的Wl 可能被恒星表面的不均匀性(黑子)所更改。换句话说,恒星黑子可能会导致Li的视弥散,这种实际上根本不存在的弥散。Soderblom等人(1993a)指出,要产生例如像昴星团中所见到的那样的Li弥散,黑子活动的程度将必须达到极端才行。还有,金牛T型星,我们观测到它们具有非常高的黑子活动程度,但Li的弥散比在零龄主序星团中的情况来得小(SestitoRandich 2005)。Soderblom等人(1993a)寻找过可能由黑子引起的Li的变化,而且没有看到任何变化,但不能完全排除这种影响。

另一种可能会增大弥散的潜在影响是在一些行星形成后气体已被耗尽的物质向恒星表面的后期沉积。因为恒星表面的Li含量开始时很低,Li的视丰度尤其会增高。这一过程,对于比如说一颗晚F型矮星,与一颗K型矮星相比,可望导致更高的Li增丰,这是因为F型星对流包层的质量小得多。对于这一效应的搜索毫无结果,没有任何确凿的证据表明恒星的Li丰度与行星的存在有关。

Mentuch等人(2008)使用一些年轻、近距的星协内Li的观测数据,把它们拟合到计算得出的Li等龄线,导出年龄。这样做的好处是使用的数据得自众多达到某个单一的年龄的恒星,但它使得结果依赖于模型。do Nascimento等人(2009)走得更远,他们使用的Li耗尽模型包含一些非标准的混合过程,由此导出了一些像太阳一样年龄的恒星的年龄。为了这样做,需要对恒星的历史作一些假定,而这些假定无法进行检验,尤其是角动量演化。

小质量星的Li耗尽本身是一个重要的课题,不能在这里面面俱到地进行叙述。机制据信是对流(或对流超射)加上非标准的混合,而Li的观测结果对于探索太阳型星的基本状况来说很重要。可是,Li的使用对于估计年龄来说尚成问题,其原因除了上面刚提到的以外还有若干。晚F和早G型矮星之消耗了很少的Li,而在星团中所看到的弥散超过了任何随年龄变化的趋势。对于晚GK型矮星,Li也许能较好地确定年龄,只要有10-20颗的一组星,就可以通过取平均消去固有弥散的影响。

5.3.1. 锂耗尽总结

+ 对于年轻太阳型星,6,708 A处的Li的首要特征很容易检测和测量,其等值宽度为100 mA或更宽,并位于许多现代摄谱仪的灵敏度峰值附近。不过,需要好的分辨率(至少R 20,000)和好的信噪比。

+ 对于主序前星,尤其是K型矮星,Li丰度随年龄下降的趋势非常明显。

+ 已对许多星团作过观测,可以用作校准。

+ 一些星团形成时看来具有均匀的初始Li丰度。

+ 如我们所预期的,年轻恒星(金牛T型星)全都显得富Li。也许会有例外(WhiteHillenbrand 2005),但它们的数量是如此小,以致也许只是一些特殊情况。

+ 年轻的FGK型星总是显示出很强的Li特征,这使得它的存在至少成为年轻的一个判据,即使年龄的量值很难确定。

- 对于晚F和早G型星,几乎看不到Li随年龄变化。

- 导致Li耗尽的那些物理过程依然还不很了解。一些模型可以产生太阳的丰度(CharbonnelTalon 2005),但像太阳一样年龄或者年龄更大的恒星中Li的检测非常困难,并因此对目前的理论没有多大约束。

- 具有相同年龄的主序前星和零龄主序星的视Li丰度由于尚未知道的原因而展现出很大的变化范围。正如自转和活动性的情况一样,星团中的单颗恒星只能给出一个很宽的年龄范围,因此要确定一个平均关系,则需要一个由10-20颗恒星组成的集群。

- 把观测得到的Li的等值宽度转换成丰度,对于温度是高度敏感的,并可能需要作非局部热动平衡改正。尽管这样,人们可以就把一个恒星集群的等值宽度和颜色与一些星团作比较。

- 一颗恒星的视Li丰度也许反映了一些尚未意识到的过程,这些过程可把富Li物质增加到恒星的表面(由行星形成残留下来的),或者能在早期具有很高质量损失的阶段去除恒星的表面层(SackmannBoothroyd 2003)。恒星黑子也许会改变一颗给定Li丰度的恒星的Li特征的等值宽度。主序前磁场也许会抑制Li耗尽(Ventura等人1998)。

5.4. 测光变化

所有的恒星都有某种程度的变化。一些像太阳一样的恒星具有多种时标的变化,其中最主要的情况是表面的不均匀性(黑子)。较年轻的恒星自转比较年老的恒星快,并具有更高的活动程度和更大的黑子覆盖。其结果,测光变化的程度随着年龄有一个总的变化趋势。这尚不完全足以说明它可以用作一种年龄指标,而且,无论如何,光变必然包含有弥散和不确性。

6. 统计方法

在银河系中有两个明显的变化趋势与恒星的年龄有关:年龄金属度关系,以及因恒星和星团与银河系中大质量天体交会而造成的盘标高随年龄的增大。这里不探讨年龄金属度关系,因为它的存在尚有疑问,而且它也不是非常有用。例如,在现在这个时期形成的恒星中,金属度的变化范围至少达到2倍。WheelerSnedenTruran1989)曾提出,[O/H] 也许是比 [Fe/H] 更好的计年指标,而且对于一些星族也许是有用的,但对于个别恒星则不适用。更多关于年龄金属度关系的内容请见FeltzingBensby2009)。

另一种现象——所谓盘加热——通常是作为了解银河系某些动力学过程的手段来加以研究的(Wielen 1977)。如果人们有一个星族的完整的三维运动学数据,那么也可以反过来用它测定这个星族的平均年龄。首先,盘加热是一种尚未完全了解的过程,而且不清楚是什么天体——或许是巨分子云,或者是大质量黑洞——产生了被观测到的这种效应。不管怎样,观测到的是银河系中一些星族垂直于银道面的标高,当人们把目光一点点转向越来越年老的恒星集群时,它们的标高单调地递增。其次,人们需要关于一个无偏的、最好是以空间范围作为界限的样本的完整的三维运动学信息。这意味着除了有自行以外,还要有很好的视差和视向速度。

关于这一课题的经典的参考文献是Wielen1977)的工作,他使用造父变星、近距主序星以及KM型矮星。后一样本按HK发射的等级划分,这在那时是一个可以利用的粗略的年龄指标。那些主序星,就把等于主序寿命一半的年龄赋予样本的平均值(这意味着他不改正他所报告的那种现象的年龄)。Wielen1977)使用KM型矮星,因为有足够数量的这类恒星离开太阳足够近,从而在当时(Hipparcos之前)已有很好的视差。Wielen的研究现在已由AumerBinney2009)作了修正。

作为一个例子,Soderblom1990)使用运动学数据表明,天龙BY型双星的平均年龄为1-2 Gyr,而年老的天龙BY型双星的缺少,很可能是由这些双星系统损失角动量之后所发生的合并造成的。ReinersBasri2009)把这种方法应用于一个由空间范围界定的晚M型矮星样本,得出运动学年龄为3 Gyr。这与太阳附近区域中G型矮星的中位年龄相同(SoderblomDuncanJohnson 1991),并且也与那些表明具有相同历史的样本的结果相同:G型和晚M型矮星体现了银盘的完整的年龄范围(~ 10 Gyr),而且,正由于盘加热,太阳附近区域内的那些最年老的恒星被去除,从而拉低了中位年龄。ReinersBasri2009)的论文表明了把运动学方法运用于一个样本是多么好。

7. 恒星一生的各个阶段的年龄

一颗恒星一生的每一阶段,对年龄的估计提出了特有的问题,提供了特有的机遇。

7.1. 新形成的恒星

一颗恒星一生的最早那几个阶段所涉及的时标为0.11 Myr,或者更早,并因此解决起来非常麻烦。在很大程度上,我们对于主序前的一些阶段的划分依据的是我们对于这些系统应该如何演化的先入之见,而不是实际的测量结果。在一个给定的恒星形成区内,若干这样的阶段的共存,证明了我们的认识是不完整的。Evans等人(2009)对一些近距恒星形成区内的这些形成阶段作了全面的研究,他们估计了相对的时标和持续时间,而Wyatt2008)对一些残骸盘的演化作了评述。一种与早期吸积有关的替代模型也与这一年龄范围有关,它也许会对年龄产生 ~ 0.1 Myr幅度的影响(WuchterlTscharnuter 2003)。

7.2. 主序前星

我们就一些恒星和行星系统的形成和演化所提出的那些最关键的问题,许多与它们到达零龄主序之前的经历有关,而这一阶段,在年龄的确定方面,尚存在一些严峻的困难。最常用的方法是等龄线位移(第4.2节),这种方法本身,在它的应用的每一个单独的方面,从对TeffLbol的了解,到模型的不足之处,均受到限制。Hillenbrand2009)对主序前星使用等龄线和其他方法的年龄确定方法作了评述。Mayne等人(2007)给出了某些其他的处理方法,他们使用经验的主序前等龄线,根据在以星等和颜色作为坐标画出的图中的样条拟合,把一些星团按年龄大小排了次序。这是一种应用现可利用的最基本的信息的很实用的方法,不过这种按年龄排序困难会受到其他的一些因素的影响,其中包括不同的年龄弥散、不同的双星频度或系统上不正确的距离等等。Mayne等人(2007)还试着在颜色星等图中设置了一个“辐射对流空区”;这一特征从一些模型的物理状况来说是有意义的,但在实际工作中看来要精密地定位是有问题的。最后,NaylorJeffries2006)以及Naylor2009)描述了一种拟合主序转出点的方法,其中考虑了大质量星的演化。他们的结果得出的一些非常年轻的星团(年龄 ~ 5 Myr)的年龄是由主序前等龄线得出的年龄的1.52倍。这种方法的应用是客观的,但在一个年轻星团中拟合主序转出点的根本的缺点是:少数质量最大的恒星在求解中起着主导作用,它们的特性具有与其他年轻恒星相同的不足之处(消光、成双性等等)。

锂耗尽界限的检测虽然只能应用于一组恒星,但是在理论上对于主序前集群来说是一种特别有希望的方法,因为使用的模型是直截了当的。在实际工作中,锂耗尽界限方法的使用非常有限,因为它依赖于获得极端暗弱天体的很好的光谱,并且迄今只有五个近距星团能这样做(见第9.1节)。

星震学可以为确定主序前星的年龄提供某种帮助,但因为我们的主序前星模型的不足以及在测光光变中存在的振荡的检测尚存在问题,这种帮助受到了限制。目前,大多数主序前星相对来说都很暗弱,这使得它们超出了星震学方法现在所能达到的距离之外。不过,质量较大的主序前星,它们位于不稳定带中,或者靠近不稳定带,并显示出可以检测到的振荡(Guenther等人2009Zwintz 2008);这些恒星更多地被用于检验它们的模型,而不是确定年龄。在非常年轻的星协中,褐矮星(BD)也应该位于不稳定带附近(Cody 2009),并且它们的振荡也有可能显露出来。

各种经验方法对主序前星原则上应该完全适用,因为在主序前阶段出现的自转、活动性和锂丰度的变化既大又迅速。可是,同时,在已经很好地研究过的星团中,主序前星和零龄主序星的同龄星族的这些量值所显示出的弥散超过了这些关系的斜率,并且存在饱和效应,导致这些量对于许多恒星都达到了上限。换句话说,如果有一组恒星,数量达10-20颗或更多,以致可以对它们定出一个平均的关系,那么运用这些经验方法是有可能的,不然,对于一些个别的恒星,这些方法的运用不可能是可靠的。

在一幅赫罗图中,一颗主序前的移动,在它接近主序时,是很慢的,大致与log t 成线性关系。由于这个原因,几乎处在零龄主序上的恒星数量比金牛T型星应该多得多;这些恒星就是“金牛T后型星”。实际工作中的困难是,这些金牛T后型星有着足够的时间从它们的形成区漂移出来,进入星场,并因此不那么容易寻找。近年来这个领域的一大进展是在太阳附近区域中一些主序前星群体的识别,这些恒星可以根据它们的活动性和空间运动证认出来(ZuckermanSong 2004)。至于就恒星形成区而言,这些金牛T后型星群体所包含的天体常常处在某一物理状态范围之内,从具有活动性吸积的经典金牛T型星到“裸”金牛T型星和金牛T后型星,突出地表明了我们对恒星一生中这几个阶段的总体上的认识很贫乏。长蛇TW星协就是一个不寻常的例证。这些群体的年龄已由动力学扩张(Mamajek 2005)和锂丰度(Mentuch等人2008)作了估计。在所有情况下,所定出的都是群体的平均年龄。

7.3. 零龄主序星和近零龄主序星

正如众所周知,在恒星主序生命期的前 ~ 1/3,它们的结构变化非常小;别忘了,这就是它们形成了一个完全确定的主要序列的原因所在。对于大质量星,它们的主序生命期很短暂,并且,部分是由于这个原因,它们几乎总是在恒星形成区和星协中被发现。在这种情况下,年龄不是可由较大质量星的主序转出点估计,就是可由较小质量星刚刚到达零龄主序的位置估计。在这两种情况下的实际工作中的问题就是疏散星团的那些问题(第9节)。孤立的大质量星很罕见,但确实存在;它们的年龄估计由于光度的不确性而很困难,但有时,当分光重力表明了演化状态时,这种估计还是可以做的。

中等质量的恒星(晚B型到中F型),如果它们是孤立的,脱离了由某个群体所提供的背景,那么可能会是很难确定年龄的。然而,尤其是AF型星,它们的温度和重力可以由Stromgren测光确定(Olsen 1994)。这可以用一些近距疏散星团来进行校准,它们所跨的年龄范围相当于AF型星的主序生命期,但不确度至少从相对的意义来说也是显著的。不过,恒星干涉测量的一些最新进展已经表明,某些A型星具有可测量出的非球形的形状,这意味着传统的一维模型不能预测它们的表面特性,而且我们对于它们的演化状态也许几乎没有什么了解。

位于零龄主序上和靠近零龄主序的太阳型星,在本评述中将另作讨论。可是,较小质量星(晚K型和M型)依然是个难题。对G型星适用的那些经验方法对更小质量的恒星没有多大作用。由自转周期得到年龄的方法依然有效,但锂耗尽的速度太快,因此在大多数情况下不能运用。质量最小的那些恒星的活动性,谁都知道是可变的,即使对于年老的恒星也是如此,不过West等人(2008)使用一个大样本研究了M型矮星活动性随年龄的变化,并由一些子集的运动状况用统计方法得出了它们的年龄。

7.4. 亚巨星

在赫罗图中,对于用等龄线位移来确定年龄而言,亚巨星是“绝妙点”。这些恒星已经完全明确地脱离了主序,并且快速地改变光度和Teff 。这些恒星的年龄明显地依赖于模型,而且为了知道哪一组模型可以用于比较,需要获得金属度,而基本的限制是在模型本身之中以及我们对于这类天体的物理状况的认识。中等质量的恒星和较小质量的恒星会使对流区增强或者加深,而这可能会改变某些元素的表面丰度。Stromgren测光可以用来确定AF和早G型星的Tefflog gOlsen 1994),从而确定它们在赫罗图中的位置,但有显著的相对不确度。

7.5. 甚小质量星

太阳型星变老很慢,但甚小质量(VLM)星在它们一旦到达零龄主序之后就几乎根本不再演化。不过,像所有的恒星一样,在到达零龄主序之前,它们的Lbol有显著的改变(Burrows等人2001),例如褐矮星(BD)就是这样。所有这些靠近恒星质量函数底部的天体,它们都很令人感兴趣,这部分是由于它们本身的原因,部分则是由于它们在银河系质量估算中所起的作用,还有一部分原因则是因为它们构成了从真正的恒星向行星的过渡。确定一颗甚小质量天体年龄的明显的途径是把它与年龄已经被很好地约束的另一颗恒星或者另一星群联系在一起。不这样,这些天体的年龄是很难确定的。

Jameson等人(2008)描述了一种根据近红外测光和距离确定比毕星团年轻(即 < 0.7 Gyr)的L型矮星年龄的方法。这种方法使用K 波段的绝对星等MK ,并对近距星团进行校准。他们估计的log t 不确度为0.2 dex BurgasserBlake2009)得以给一个有一颗M型矮星和一颗T型矮星组成的双星系统的年龄确定了一个下限,这又是因为双星的存在对模型作了有意义的约束。不过,把一颗甚小质量天体与另一个星群联系起来并不总是能解决问题:Bonnefoy等人(2009)给出了一颗被认为是年龄 ~ 10 Myr的长蛇TW星协成员的甚小质量双星,它本身的年龄约为30 Myr,因此不像是真正的成员。

Burgasser2009)列出了甚小质量星年龄的五种估计方法,并把它们作了比较。DupuyLiuIreland2009)阐述了把这些方法运用于褐矮星的几种情况的研究工作。West等人(2006)研究了Sloan数字巡天的一个M7型矮星大样本中恒星的Ha 活动性,并没有能勾画出活动性与年龄的关系,仅发现那些小质量星在年龄为67 GyrHa 出现快速衰减。

7.6. 甚年老星和星族II

银河系中最年老的恒星大多数都距离太远,目前它们的视差仍不够好,由此得出的光度不足以用来计算相应的恒星在赫罗图中的位置。不过,使用核宇宙计年法(第3.1节)倒是可行的。另一种可能性是使用Be丰度(Smiljanic等人2009),类似于星族I的恒星使用Li

8. 校准年龄用的指标

把一些年龄估计方法运用于恒星时遇到的最基本的问题是由校准的困难和不确性引起的。这里讨论两种方法:使用星团来确定特定年龄时的某种特性,或者利用一个空间范围有限的样本所具有的好处。这两种方法都要求作出一些假定,并且那些假定可能很难检验。

8.1. 疏散星团无拘无束的一生:把太阳作为固定点

校准一种年龄关系的显而易见的途径是观测星团中的恒星。在这种情况下,星团年龄的确定仍旧还是一个问题,但星团中具有很多恒星,因此通常是确定它们的一些平均特性,从而具有较高的精密度。一个带根本性的天体物理限制是银河系的基本力场会把疏散星团扯散,这种作用的时标 ~ 200 MyrJanesPhelps 1994JanesTilleyLynga 1988),并且一些束缚较弱的星团可以仅仅由于它们本身的内部运动而比上述时标还快地分散开来。年老的疏散星团本来就很罕见,而且距离不像较年轻的疏散星团那么近。使事情变得更麻烦的是,要测量的与年龄有关的量值(尤其是自转、活动性和Li),对于越年老的恒星,逐渐地变得越微弱,从而对于越来越暗弱的恒星需要具有越来越高信噪比的光谱和高分辨率。

当然,星团解体的这个过程,就是场星的由来,因此我们最想要定年龄的那些恒星至少能由潜在的校准星所代表。对于我们所能观测到的少数年老星团作的校准还有一种潜在的偏差。一个例如像M67那样的年老星团,诞生时其中的恒星很可能异常地众多和密集,从而才能在银河系中如此长久地幸存下来。正因为如此,它的特性也许并不能充分地代表类似年龄的场星,这些场星应该是来自较为寻常的出身背景。尤其是,在一个密集的星团内角动量的分配与松散的星协中的情况可能非常不同,而这甚至在恒星一生中的晚期对恒星的自转减速都可造成后果。

不过,在较年老的恒星中,有我们的太阳,它的许多特性都已经精密地确定,因此,利用太阳的年龄为4.5 Gyr,通常可以把太阳作为年龄关系中的一个固定点。这自然地会产生太阳本身是否能代表一颗年龄为4.5 Gyr1.0 M 的恒星的问题。Gustafsson2008)(以及其他一些人)曾经主张,太阳与其他的G型矮星相比,是一颗在这一方面或那一方面显得特殊或者不寻常的恒星。但看看太阳的许多完全确定的特性,如果没有几个显著地偏离统计平均值,那倒会是奇怪的,就像我们每一个人,作为人类的一员,既是典型的,又是不寻常的。零假设应该是,太阳,从整体上说,就它的质量、化学成分和年龄而言,是一颗典型的恒星,而且这个假设尚未被令人信服地被证明是错误的过。

8.2. 作为基准的星团

疏散星团年龄的确定在第9节中讨论。显然,它们为我们研究与年龄有关的特性提供了首要的基准,不仅仅是为了要界定一个给定的年龄的平均值,而且也是为了检查一个同龄的星族的这些特性一致到什么程度。还有,如第4.2.2节所指出的,现有的证据表明,在一些星团中,年龄的弥散即使存在,也一定很小,为 ~ 1 Myr,因此,我们在一些星团的零龄主序中看到的一些恒星之间各种特性严重的弥散必须用这种现象本身来解释。

8.3. 限定空间范围的样本

限定空间范围的样本,或者至少无偏的样本,提供了一种特别的机遇,因为所有的年龄必须是具有一定的代表性的。在这样的情况下,就可以用其他的一些判据来研究年龄和与年龄有关的一些关系,尽管还是要作出某些假定。例如,SoderblomDuncanJohnson1991)研究了一个限定空间范围的G型矮星样本的活动性,并使用太阳作为4.5 Gyr的固定点,以及假定活动性随年龄单调地下降(或者在活动性的各种变化中随年龄下降至少占了优势),得以导出了一个年龄与活动性的关系,然后运用这一关系来对“盘加热”作改正,把太阳附近区域内缺乏年龄非常老的恒星考虑在内。ReinersBasri2009)曾使用一个限定空间范围的晚M型星的样本,通过计算它们在银河系内的运动状况并与盘加热的观测结果比较(见第6节),确定了一个平均年龄。

8.4. 双星的特殊作用

双星系统对于校准和查对与年龄有关的一些关系可以起一种特别的作用。首先,双星的两颗子星提供了一种一致性的查对,在这种情况下,这两颗恒星应该均位于给定的年龄指标的同一条等龄线上(在误差范围内),只要这一指标对于这两颗恒星都可以测量。例如,Barnes2007)使用一些完全分离的目视双星的自转观测数据证实了他的陀螺计年法校准结果。在MamajekHillenbrand2008)的研究工作中,HK活动性不是完全成功,其中对一些双星的子星作了比较,但大多数双星系统还是符合上述预期的,尽管有一些引人注目的例外。

其次,双星即是一个微型的星团。比如说,一个双星系统,伴星是一颗太阳型星,而主星则是一颗中质量星,这个系统的年龄就受到那颗质量较大的星在赫罗图中位置的限制。这种方法曾被SoderblomDuncanJohnson1991)用于校准HK发射与年龄的关系。明显的限制是一个双星系统仅提供了一个数据,远不及人们由一个星团所能得到的整个群体的平均值准确。同时,例如像半人马 a 这样的一个系统,其中不仅对每颗恒星都作了很好的研究,而且质量也已完全确定,那是很少有的。

当双星系统中的一颗恒星比另一颗恒星质量显著地大时,这样的系统也有助于给年龄设定上、下限。例如,GahmAhlinLindroos1983)以及Lindroos1983)寻找O型和B型星的FGK型矮星伴星,作为证认潜在的金牛T后型星的一种手段,这些年龄为 ~ 10 Myr的太阳质量星在星场中是很难寻找的。不过,这些双星必须是远距双星,在许多情况下, 当用这里讨论的某些年龄判据来判断时,是光学双星,不是物理双星(MartínMagazzùRebolo 1992PallaviciniPasquiniRandich 1992),而且不同的研究工作对于哪些系统也许是物理双星并不一致(GerbaldiFaraggianaBalin 2001)。

把双星作为微型星团来看待的一种变化形式出现在其中的一颗恒星是白矮星的时候。Catalán等人(2009)曾使用远距双星系统中的白矮星来核对小质量星的年龄。在恒星形成区中(例如,KrausHillenbrand 2009a)和较年老的盘星族中(例如,MakarovZachariasHennessy 2008),远距双星(间距 ~ 1,000 AU或更远)均被用作与年龄有关的动力学过程的测试粒子。对于这些系统,人们可以用独立的与年龄有关的判据来帮助清除一些非物理的双星。双星还有一些特殊的用途,在下一节讨论疏散星团时再一起讨论,其中包括用食双星(EB)校准质量以及把潮汐效应作为一种按年龄排序的方法。

在某些情况下,双星系统也许会造成误导。如刚才所述,首先必须运用天体测量和视向速度判据确保两颗恒星形成物理双星系统。但即使当它们是这种情况时,我们看到的质量还不一定与这个系统形成时相同。例如,RappaportPodsiadlowskiHorev2009)指出,轩辕十四系统中的主星目前的质量明显与过去不同;轩辕十四是刚才提到的Lindroos系统之一,而这一事实当然会大大改变我们也许得出的关于K型矮星伴星的结论。在另一个可能的例子中,Stassun等人(2008)指出,在猎户星云星团中,主序前系统Parenago 1802的两颗子星具有相同的质量,但温度和光度却有很大不同。他们认为这两颗恒星也许是在不同时间形成的,而这时有可能的,尤其当两个双星系统彼此发生交会时,也许会交换伴星。可是,这个系统的轨道周期恰好小于5天,这使得它能抵抗住动力学的影响,但同时,这个系统的两颗子星在它们的最早阶段显著地比它们现在的大,而它们的接近也许曾造成了一些影响,使得TeffLbol产生了目前的差别。类似地,StassunMathieuValenti2007)发现的白矮星食双星也许现在处在与它形成时不同的状态;它的轨道周期恰好小于10天。事情并不总是像它们看起来的那个样子。

9. 疏散星团的年龄

疏散星团提供了对除了太阳以外的差不多每一颗恒星的年龄进行校准的基准。研究星团的基本工具是赫罗图——log Lbollog Teff的关系图——及其观测得到的对应的图,即颜色星等图。赫罗图是对恒星物理学的强有力的检验,因为恒星物理学的模型必须在非常大的质量取值范围内和各种演化状态一致地发挥作用,其中,会发生许许多多各种各样的物理过程。同时,这意味着得出的年龄本身在某种程度上依赖于星团的年龄。例如,非常年轻的星团的年龄通常是由它们位于主序转出点处的大质量星确定的,而中等年龄的星团的年龄则由内部物理状况不同的中质量星确定。年老星团的年龄常常依赖于赫罗图中已经演化了的恒星的位置。

就现在的目的而言,有价值的疏散星团是那些近距的已经研究得很透彻的样本(约1 kpc之内)。更远的星团对于了解我们的银河系来说是重要的,尤其因为年老的星团本来就很稀少,但首要的是这里讨论的近距的疏散星团,因为它们的小质量成员星足够明亮,可以进行分光研究,并由此更充分地了解它们的特性。在大多数情况下,有丰富的观测信息供对各个天体的成员性作很好的评估,减小由于场星污染造成的系统性影响,并且星团的警速度也可以由光谱分析得知。在近距疏散星团年龄分析中要考虑的某些问题和限制如下:

1. 红化和消光总是很不确定,但对于近距疏散星团,这些量值都很小,并因此误差倾向于不是什么太大的事情。可是,主序前星团和星协依然位于并处在它们由以形成的物质之中,并且它们的红化可很严重,而且不同的恒星与恒星之间的差别很显著。运用的红化律也可能在不同的位置与位置之间发生变化,并且是系统不确性的一个来源。

2. LbolTeff都是用于描述模型的理论量,但当考虑实际的恒星时,是一些简化的做法。尤其是,Teff描述的是一颗恒星通过它的表面的能量流,它的计算依据的是发生在恒星内部的产能量,而Teff则作为一个单独的数字,并不描述能量流在观测中呈现的方式。恒星的表面很复杂,光谱线和光谱能量分布的形成在具体考虑时也很复杂。例如,像太阳这样的一颗恒星,即使以相当简单化的方式,也还需要用三种成分来描述它的表面,即上涌的热物质、向下运动的冷物质以及黑子,其中每一种成分都具有一定的覆盖面积和温度或者温度梯度。色球活动也会使恒星大气外层的温度结构发生变化,改变谱线的形成条件。鉴于这种固有的复杂性,可能得考虑不同的测光指数所预示的温度有些什么差别,它们之中没有一个能与光谱分析所得出的结果相符合。把不同的颜色温度关系(CTR)作相互比较,并与由光谱分析确定的Teff值比较,表明了有80-100 K的差别(RamírezMeléndez 2005),而且通常就取100 K代表恒星Teff数值的真实不确度。Ribas等人(2009)的研究工作很能说明这个问题,他们使用各种方法(测光、电离平衡、激发平衡)导出一颗很好地作了观测的单星的Teff数值,结果没有能得出一个单一的、一致的数值。这个问题的一部分在于不同的色指数对恒星大气的不同方面敏感。尤其是,(B-V) 看来对年轻G-K型矮星上的黑子敏感(Stauffer等人2003),而 (V-I ) 指数看来能得出更可靠的Teff数值(Stauffer等人2003Lyra等人2006)。

3. 不同的方法具有不同的潜在物理过程,因此由不同的方法导出的疏散星团年龄在系统上的差别可以达到显著的程度。一个值得注意的例子是由非常年轻的星团和星群中锂耗尽界限得出的年龄(见下一节)。现可利用的锂耗尽界限年龄有五个,并且全都系统地比由主序转出点确定的年龄大了约50 % 。锂耗尽界限的年龄标度涉及的物理过程基本上很简单,而主序转出点年龄则依靠的是对于大质量恒星内部状况的认识,其中正在发生的一些过程我们也许并不完全意识到。由于这个原因,锂耗尽界限年龄标度也许更为可靠,但现有的锂耗尽界限年龄太少,不足以用来对整个疏散星团年龄标度作重新校准(见第9.1节)。

4. 把星等变换成log Lbol需要知道星团的距离、消光,如果可能,还有热改正。只有非常少的疏散星团已经用三角方法测定过距离,而且,即使是这几个星团,有的仍还存在争议。的确,疏散星团颜色星等图的等龄线拟合过程通常可以作为其运算的一部分得出距离的最佳估值。

5. 因为一些星团的初始质量函数强烈地偏向于大质量星,所以在一些年轻星团中能够用于确定主序转出点的恒星一般非常少,而且由于双星的存在而使这个问题更显严重。JorgensenLindegren2005)、NaylorJeffries2006)以及MayneNaylor2008)曾试图运用Bayes方法减小主序转出点拟合中的系统误差。对多得多的近距星团作类似的努力至少可以得出更为一致的年龄排序。

Mermilliod2000)对疏散星团的年龄估计方法作了评述,其中包括了使用赫罗图形态的某些方法,这些方法只要运用于一些年老星团。GallartZoccaliAparicio2005)以及Meynet等人(2009)对于由等龄线确定星团年龄所面临的问题给出了全面的讨论,尤其是对恒星模型作了周密的检查。Gallart及其同事的评述定向于由近距星系的组合颜色星等图解决它们的恒星形成历史问题,但广泛地讨论了在模型的运用中产生的局限和问题。例如,由主序转出点导出的年龄,取决于所用的具体模型,变化可达50 % ,但这一差值在某些年龄范围最大,而在另一些年龄范围则非常小。这是在不同的星群中也许包含着不同的非标准物理过程的反映,因为那些过程是在一些特定的质量范围内发生的,这也就是说一些特定的年龄范围,因为在主序转出点处恒星的质量与星团的年龄之间有着明显的联系。尤其对于某些研究得很多的星团,Pinsonneault等人(2004)以及An等人(2007)曾得以构建了一些疏散星团的零龄主序和零龄主序后经验等龄线,而Mayne等人(2007)则对主序前星作了这样的工作。这样做,是为了减少与颜色温度关系有关的问题,并得到改进了的距离估值,但并不会在很大程度上直接影响导出的年龄。

尚未很好认识的物理过程包括对流核心的超射、自转引起的混合、内部的引力波以及扩散。磁场也许也起某种作用。本评述不可能对这一课题作任何具体的讨论,但这些过程中有一些在这里很重要——尤其是对流核心超射和自转引起的混合,它们起着给恒星的核燃烧区域补充燃料的作用,并因此能够显著地延长大质量星的主序寿命,可达 ~ 50%RosvickVandenBerg 1998WooDemarque 2001)。这会造成星团整个年龄标度的带根本性的和显著的不确定,尤其是年轻星团,以及一般地说恒星的年龄标度。

非常年轻的星团存在它们自己的挑战。对于任何方法来说,主序前星的LbolTeff两者的不确度均显著地更大,而且造成这种情况的原因众多,有的是观测上的,而有的则是恒星本身固有的;请见第4.2节。沿着主序的上段,Mayne等人(2007)讨论了“辐射对流”(R-C)空隙,恒星在这个空隙区域内发展出其辐射核心,首先到达零龄主序;这一空隙非常靠近小质量星的主序前线与零龄主序相遇之处。这一辐射对流空隙在颜色星等图中随着年龄移动,Mayne等人(2007)利用这一点来将一些非常年轻的星团按年龄排序,发现这一排序与根据主序转出点确定的年龄排序有所不同。然而,辐射对流空隙在颜色星等图中是一种对比不太明显的特征,在稀疏的星团中可能会很难察觉。MayneNaylor2008)把一些客观的判据(NaylorJeffries 2006)运用于非常年轻星团的主序拟合,避免了靠眼睛拟合时所带来的偏差。这些研究工作的主要目的是要确定恒星形成区内年龄弥散的程度,这也将在下一节中讨论。

主序前星团有时候可能会有矛盾的年龄指标,这时大质量星在主序转出点处离开主序,而小质量星刚刚到达零龄主序。Lyra等人(2006)发现,这种差异,如上面已提到过的,依赖于所使用的色指数,而且,主序转出点年龄和主序转入点年龄,在使用诸如 (V?I ) 这样的一些避开了光谱蓝区的颜色时,符合得很好。

年老的星团也有困难。甚至对于像M67NGC 188这类已作过充分研究的星团,在主序下段的暗弱恒星中,也还可能会有场星污染,而且对流核心超射的程度依然不确定(SalarisWeissPercival 2004VandenBergStetson 2004)。

9.1. 锂耗尽界限

疏散星团年龄标度的这些更改的潜在意义,可以用在某些年轻星团中看到的由锂耗尽界限的位置得出的年龄来说明。锂耗尽界限是由ReboloMartínMagazzù1992)首先作为从甚小质量星中判断出真正的褐矮星的一种方法提出的。他们指出,质量小于约0.06 M 的天体永远也不可能热到足以在它们的核心里使锂遭到破坏,发生这样的破坏的温度要在约2.5 MK以上。当0.06 M 的恒星冷却时以及质量更小的天体获得使Li耗尽所需要的核心温度时,那条划分线的温度和光度随着年龄而改变。

BasriMarcyGraham1996)第一次检测了一个星团中的锂耗尽界限。他们检测了昴星团内一颗非常暗的单星中的Li,并运用NelsonRappaportChiang1993)的方法得出星团年龄为110-125 Myr ,比根据主序转出点得出的70 MyrStaufferSchultzKirkpatrick 1998)大了很多。后来的研究工作对模型作了改进(BurkePinsonneaultSills 2004),并且增加了新的观测结果,使得对锂耗尽界限的检测数增加到了五个星团:昴星团(StaufferSchultzKirkpatrick 1998)、英仙 a 星团(Stauffer等人1999)、NGC 2547IC 2391JeffriesOliveira 2005)以及IC 4665Manzi等人2008)。

对于最年轻的那些星团,主序转出点和锂耗尽界限测定的年龄之间的绝对差值是很小的,但在所有情况下锂耗尽边界年龄还是都比主序转出点年龄系统地大了约50% 。在一个星团中,为检测锂耗尽边界所需的观测结果要求获取极端暗弱天体的品质很好的光谱,因此只局限于较近的疏散星团的测试。而且,锂耗尽边界年龄还提出了一个实际问题,这是因为按年龄预测锂耗尽边界位置的模型中的物理状况只依赖于所到达的核心温度;而这是可以直截了当地计算的。褐矮星的表面也许比我们现在所能了解的更复杂,但应该不致于影响在这些天体的核心发生的事情。因此,由锂耗尽边界的观测结果所给出的年龄标度也许比由主序转出点得到的更可靠,但要对主序转出点年龄的标度作重新校准,具有锂耗尽边界年龄的星团数量依然还太少,并且在一段时间内这种情况看来并不会有所改变。

不过,也有可能,我们对非常年轻的恒星半径的估计有系统性的错误,这会影响锂耗尽边界年龄的解释。越来越多的证据表明,主序前星和零龄主序星比模型预测的大(Berger等人2006López-Morales 2007Ribas等人2008JacksonJeffriesMaxted 2009TorresAndersenGiménez 2009),而这使得它们看上去更冷;校准这种影响也许有助于使得疏散星团的锂耗尽边界年龄和主序转出点年龄一致起来(YeeJensen 2010)。另有一些证据表明了主序转出点年龄是正确的。例如,Makarov2006)曾得以精密地把一个模型拟合到英仙 a 星,而它本身则能很好地拟合年龄为52 Myr的英仙 a 星团的主序转出点,相比之下,这个星团的锂耗尽边界年龄为90±10 MyrStauffer等人1999)。

9.2. 其他的星团年龄指标

疏散星团的若干其他的特性可以用来确定年龄或者年龄的排序。

9.2.1. 潮汐对双星轨道的影响

密近双星系统中两颗恒星之间的相互作用,只要它们靠得住购进,就会影响恒星本身的演化,但在跟一般的情况下,则是导致轨道的改变,包括恒星自转和公转的同步化以及轨道的趋圆化。这在小质量星中尤其显著,因为它们可以通过星风耗散角动量,并因此使得它们轨道的角动量被消除,导致合并。这些相互作用的理论在这里并不重要;重要的是我们有望看到随着星团的年龄的增长而出现的同步化和趋圆化的进程,而且这在很大程度上可以由观测证明(MeibomMathieu 2005MeibomMathieuStassun 2006),虽然毕星团和鬼星团看来与这种趋势存在抵触。

无论对于潮汐耗散在物理上是否已有充分了解,这种过程只能在一个方向起作用,并因此,这些潮汐影响的观测应该能使一些疏散星团得出可靠的年龄排序。实际上,为此所需的观测是很紧张的(为得到自转周期和轨道参数,要在很长一段时间内作精密的测光和分光),并且仅限于较近的一些星团。

9.2.2. 星团中的白矮星

星团中白矮星冷却序列的检测可以确定星团的年龄。这个课题已在他处有过评述(Koester 2002von Hippel 2005WingetKepler 2008Salaris 2009),因此这里仅略作说明。

首先,白矮星冷却的物理理论本身看来是很简单的,因为它们不会再产生任何能量;这些恒星只能随着时间逐渐冷却,对于这一过程,在物理上已经了解得相当透彻。然而,不确定的是输入的物理量,诸如状态方程、不透明度等等,都还是问题。具体的能量清单强烈地依赖于简并核心以及包层两者的化学分层。所有这些影响(以及更多其他的影响)意味着某些所声称的由白矮星冷却序列得出的星团年龄的不确度很可能是最乐观的估计,而内在的误差可达 ~ 1 Gyr

其次,为了导出星团的年龄,还需要确定初始质量和最终质量的关系,它把白矮星的质量和前身星在渐近巨星支上发生质量损失之前的质量联系起来。这一关系的确定存在内在的不确性,例如像渐近巨星支上质量损失的程度,就是这样。

第三,上述不确性都是由模型引起的,但除此之外还有观测上的一些因素(包括化学成分和温度);见Salaris2009)。

第四,通常的方法是要检测一个星团中最冷的那些白矮星,但这可能会很困难,并可能会导致选择效应。Jeffery等人(2007)讨论了一种使用星团中较亮的白矮星达到同一目的的方法。

最后,今天所看到的星团可能是动力学演化的结果,这会影响所提取的结论。一个例子是毕星团的白矮星年龄的测定(Weidemann等人1992),它为300 Myr,是主序转出点年龄625 MyrPerryman等人1998)的大约一半。这一矛盾据认为是由于那些最冷的白矮星已被从星团中抛射出去而造成的。

9.2.3. 食双星

食双星(EB)在恒星物理和疏散星团的研究中起着一种特殊的作用(Stassun等人2009)。如果子星完全分离,因此质量交换或者其他物理相互作用看来不会发生,那么寻找疏散星团中的食双星并测量它们的轨道,就可以把已知的质量基准安置在模型之上。此外,由食双星的轨道还能得出半径,这是模型的另一基本特性。因此,食双星可以提供对模型等龄线的关键性检验(SouthworthClausen 2006),尤其是在一颗食双星恰好位于主序转出点附近的情况下,更是如此。 还有,食双星使得准确的距离测定变为可能,即使是在近距星系中(Guinan等人1998Clausen 2004)以及受到红化和消光影响的距离。

例如,Grundahl等人(2008)研究了年老富金属星团NGC 6791中的一颗食双星;而Meibom等人(2009)分析了NGC 188中一颗位于主序转出点附近的食双星。在这两个例子中,通过在质量半径图中与理论等龄线比较,均得以得出了食双星的精密的年龄(达到约2-3%),而与距离、红化和颜色温度关系均无关。这使得他们可以对传统的等龄线以及它们对于进速度、距离和红化的敏感性作关键的检验。由分析食双星得出的年龄依然依赖于模型,但它提供了检验恒星物理学理论的另一种手段。Clausen等人(2009)以类似的方式使用一些模型得以得到了场星食双星半人马V636的年龄,这是一对太阳型星。这一工作尤其重要,因为这一系统的半径与传统的模型不一致,它与其他的证据一起表明,活动的太阳型星具有比一般所认为的更大的半径(见第9.1节中的说明)。

9.3. 疏散星团年龄的精密度和准确度

由于上面所提到的一些原因,疏散星团年龄的准确度依然有显著的不确性。即使忽略不同模型之间的差异, 标准的方法——等龄线拟合——的精密度也只有 ~ 10%Meynet等人2009)。作为一个例子,毕星团给出了最好的情况下可能会怎样:红化为零、金属度已准确测定、距离仅有非常小的不确度、星数相当多、成员性和多合性无疑义。即使有这么多显著的有利条件,所得出的最好的年龄也只是625 ± 50 MyrPerryman等人1998)。另一个例子,JorgensenLindegren2005)把Bayes拟合方法运用于两个星团的主序转出点,这两个星团是:IC 4651(得出 t = 1.56±0.03 Gyr)和M67(得出 t = 4.05±0.05 Gyr)。这两个测定值的误差惊人地小(~ 1-2%),但没有计入所有可能的不确性。对于疏散星团的年龄,通常给出的不确度是 ~ 10% ,而这很可能仅仅是对拟合误差的一个好的估计。

10. 方法比较和总结

由不同方法的比较会得出怎样的结果?首先,我要说的是,有些方法,本来只能应用于一些恒星的集群,而另一些方法则用于单颗恒星。对于单颗恒星,可用的方法包括等龄线位移、核宇宙计年法和星震学方法。限于集群的方法包括如下一些:

n  适用于年轻星团的锂耗尽边界法,因为它依赖于寻找一群小质量天体中Li重新出现的点。

n  运动学扩张,因为它涉及确定一群恒星过去什么时候占据的空间最小。

n  经验方法——自转、活动性和Li——适用于年轻恒星(t < 0.5 Gyr),因为一些同龄群体之间固有的弥散很大,超出了在一些很长的时间段内这些量的改变。

n  疏散星团的等龄线拟合,原因很明显。

此外,经验方法(自转减慢、活动性减弱和Li的减少)除了可以用于较年轻的集群外,也可以用于 > 0.5 Gyr的单颗恒星。

 

恒星的年龄(Soderblom 2010)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

8  HK活动性指数和等龄线位移测定的年龄比较。这一样本由 ~ 100颗太阳型星组成,它们均已检测到有行星状伴星。HK年龄取自MamajekHillenbrand2008),而等龄线年龄取自Takeda等人(2007)。请注意,这些等龄线年龄平均来说是HK年龄的约1.5倍。

 

对于已经运用多种方法测定过年龄的恒星,人们可以把不同方法得出的结果进行比较,不过这样的例子并不多。而且,诸如像使用自转和活动性的一些方法并不真正互相独立,它们表明了在物理上有内在的相关性。可是,8比较了用两种不同方法得出的G型矮星的年龄,一种方法是等龄线位移(第4.1节),另一种方法是自转速率(第5.1节)。这两种方法之间没有紧密的相关性,但这并不令人感到鼓舞。Lachaume等人(1999)使用可以利用的一些信息(等龄线位移、自转、HK发射、空间运动和金属度)得出了若干近距主序星的年龄,同样可以看到不同的指标之间符合得很差。

11. 年龄的未来

如果说本评述对于单颗恒星年龄测定的前景似乎抱着悲观看法的话,那么这是因为很多都是差不多负面的东西,而且我本来就是想使读者确实了解这项工作如何艰难。几乎还没有哪个专题学术讨论会曾经以年龄为论题;第一次这样的会议是1972年在巴黎举行的,论题为“恒星的年龄”。通读那次国际天文学联合会的学术讨论会论文集(Cayrel de StrobelDelplace 1972),可以看到,那时讨论的许多问题都很超前,不是这样的几乎没有。我们现在的观测数据已经远为更多和更好,但许多问题依然照旧。

同样,需要做的事情依然是要把年龄测定得与其他恒星物理量差不多一样精密,而一些内在的因素阻碍着这样做。不过,测定年龄,这并非是一项无法做的工作,它仅仅是很棘手和没有把握,它至少可以给出一些界限,告诉我们大多数天体的年龄在什么范围内。不管我已经说了些什么,我对于将来还是非常乐观的。我们怎样才能使事情有所改进,以及在将来会有些什么样的改进?为了改进这种状况,可以做些什么?

首先,最近的将来就非常有希望,这在很大程度上是由于CoRoTKepler的发射。尤其是,Kepler正在为检测地球大小的行星而获取 ~ 100,000颗太阳型星极高精密度(1:105)的测光。Kepler除了搜索行星以外,还将为恒星物理学研究留下丰富的遗产,在以前我们从来未曾能以如此精密的水平对恒星进行观测(当然,除了太阳本身,而且,对于太阳,类似品质的测光也是非常近的时候才出现的)。Kepler对太阳型星的观测数据将类似于“全身扫描”,能够检测的,应该不仅仅是一些较年老的恒星的自转,而且包括较差自转,例如像Prot的视变化。

这里有最大关系的是,Kepler能得到在它的视场里几千颗挑选出来的较明亮恒星的一分钟时长测光(其余是以30分钟积分取样)。很高的测光精密度加上很长的朝向目标星的时序,应该能够检测到这些恒星中类似太阳的震荡模式。这些星震学检测结果将能够给出相当精密的年龄,而且那些恒星大多数将是较为年老的场星。它们的年龄将像用于计算恒星特性的模型一样好,但同时,由星震学施加的物理约束将加强这些模型,帮助我们改进它们。此外,Kepler的高精密度还使得它能够检测例如恒星的自转周期,甚至对于年老的无活动的恒星也能这样。当黑子移动时,就像它们在太阳上的情况一样,Prot会发生视变化,而如此好的测光数据也就能够允许我们精密地测量恒星的较差自转,这是发电机模型的一个关键参数。只要把足够多的时间花在挑选出的目标星上(几个月),星震学的研究也就可以展现出对流区深度的印记,我们将第一次对除了太阳以外的某颗恒星能有如此关键的对模型的约束。Kepler本质上是一次太阳物理学的探测。由星震学得到的一些较为年老的恒星的年龄,将是一种突破,它们将能够对一些经验方法作出远为更好的检验,并应该有助于我们了解由等龄线位移和那些经验方法得到的年龄是否正确。

在最近的将来另一项关键的太空探测是以天体物理为目的的全天天体测量干涉卫星Gaia),它将得到我们银河系中数百万颗恒星高精密度(s 100 mas)的视差。对于任何用作校准标准的疏散星团,GAIA应该能够消除关于到这些星团的真实距离的一切争议,并将有助于清除这些星团中的非成员星。利用GAIA的结果,那些较近的恒星的光度除了热改正的不确度外几乎就没有误差。GAIA还将提供恒星形成区中主序前天体的准确距离,这又能消除争议并有助于了解恒星的那些演化阶段。

已经提出的一些光变巡天项目,例如像大口径全天巡视望远镜LSST),将提供对恒星光变研究的奖励。更重要的是,将会有许多食双星被发现,足以使得我们可以从中选出那些最适合检验恒星模型的来。总的来说,这些项目,通过在尚未探测过的那些数据领域内的探测,将会改进我们对银河系的认识和理解。

我们对于恒星物理状况的研究、认识和模拟的能力已经使我们的整个工作得到了大大的改进。正在变得可以利用的那些新的领域的天文观测将只会挑战我们已经知道的我们所想的东西,并将导致重大的改进。我们所探测的每一个新的领域都展现出了这些模型的弱点并迫使对它们作出改进。

11.1. 预言

如果我的预言有所应验,那也是你以前已经听说过的。

1. Kepler将产生大量太阳型星的优异的星震学数据,把这些数据与其他的观测结果和细致的模拟结合起来,将得出一些年老恒星的比我们已经得到的更好的年龄。这些年龄将使研究人员能够校准和理解诸如自转和活动性这样一些经验的年龄指标。自转将被证明是一种如同我们所认为的那样好的年龄指标。活动性对于年龄大于 ~ 1 Gyr的恒星来说在统计上将是有用的,而且我们将得以对不同年龄的恒星活动性内在的变化和弥散有某些了解。锂将仍然是个含糊不清的问题,并且很难模拟。Kepler还将第一次使星震学从小本经营变为一种大买卖,变为可以频繁地运用于成千上万颗恒星。

2. 一些关键的物理信息,诸如恒星对流包层的深度,将可以由Kepler对目标的长时标积分得到。与对色球活动的同时观测结果结合,我们将得到对驱动发电机机制的因素和长时标的活动周的认识。如果我们对太阳的11年活动周的物理本质能够有所认识,那么我们就能开始对恒星的发电机机制也有大体上的了解,,我们就能把自转和活动性从经验年龄指标变成依赖于模型的年龄指标。

3. 在年轻星团中将会找到一些适用的双星,从而能够准确地测量零龄主序中太阳型星的质量。这些质量将会与根据在赫罗图中给定的位置由模型推测的质量有显著的差别,并将导致对恒星模型的一些重要的认识。这也许是认识在年轻星团中自转、活动性和Li的弥散、以及由主序转出点得到的年龄与由锂丰度边界得到的年龄之间矛盾的关键。在主序前和零龄主序星团中自转、活动性和Li的很大的弥散将被解释为是由恒星形成时及随后角动量、盘和伴星的分布造成的。

4. 对于距离最近的那些疏散星团,现可利用的最佳数据将被分析,并用一种自洽的方法进行拟合,从而产生这些星团的至少更加可靠的年龄排序。这将导致对于一些我们现在还没有认识到的造成一些星团之间差别的因素的某些领悟,例如像主序转出点年龄与由主序前等龄线确定的年龄之间的矛盾。

5. 对年龄和质量的了解将使我们能够建立一个真正与太阳相似的恒星的样本,并且我们将看到太阳是一颗非常典型的恒星。准确的年龄将使得寻找一颗处在“Maunder极小”状态的太阳年龄的恒星成为可能,并将有助于我们更好地认识类似太阳的恒星光度和活动性两者的变化之间的联系。

6. 将会发现围绕一颗近距太阳型恒星转动的类似地球的行星,并且这颗行星将显示出某种生命的标记。我们将用星震学方法来估计这颗恒星的年龄,而且它的年龄将 > 2 Gyr


(原文引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

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