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Revision 72011-06-16 - LolaBalaguer

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Revision 62011-06-16 - LolaBalaguer

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Determinación de edades estelares en la era de Gaia

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  Es bien sabida la complejidad que conlleva la determinación de la edad a partir de los parámetros atmosféricos de la estrella mediante la interpolación en los modelos de evolución estelar. Nos enfrentamos a una importante degeneración entre edad y metalicidad, a una incertidumbre en la extinción interestelar del objeto, a errores importantes en la estimación de la luminosidad intrínseca de la estrella (distancias estelares), etc.
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¿ Podremos con los datos astrometricos, fotométricos y espectroscópicos que producirá Gaia, junto con herramientas especificamente desarrolladas, ayudar a resolver esta ambiguedad y hacer accesible la historia evolutiva completa de nuestra Galaxia?
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¿ Podremos con los datos astrometricos, fotométricos y espectroscópicos que producirá Gaia, junto con herramientas especificamente desarrolladas, ayudar a resolver esta ambiguedad y hacer accesible la historia evolutiva completa de nuestra Galaxia?
  ¿Que necesitamos que aporten los surveys espectroscópicos desde tierra?

Revision 52011-06-15 - FrancescaFigueras

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Determinación de edades estelares en la era de Gaia

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La edad es una de las propiedades de una estrella más difíciles de determinar. El teorema Vogt-Russell afirma que la estructura de una estrella está determinada únicamente por su masa y composición. La nucleosíntesis en el interior de una estrella provoca cambios en su composición, lo que implica que al menos alguna(s) propiedad(es) medible(s) de una estrella deben variar con la edad. Desafortunadamente, estos cambios son sutiles y difíciles de medir. Es irónico que la edad del Universo (13.7 ± 0.2 Gyr) se conozca con mejor precisión que la edad de cualquier estrella a parte del Sol. Los métodos actuales de estimación de edades estelares son raramente consistentes dentro de un 50% (Soderblom 2010).
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La edad es una de los parámetros estelares mas difíciles de determinar. Es irónico que la edad del Universo (13.7 ± 0.2 Gyr) se conozca con mejor precisión que la edad de cualquier estrella a parte del Sol. Los métodos actuales de estimación de edades estelares son raramente consistentes dentro de un 50%.
 
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En general, la degeneración entre la edad, la metalicidad y la extinción de las estrellas, combinado con los errores observacionales y la incertidumbre en las distancias estelares, hacen que las aproximaciones actuales sean mejorables.. Los datos astrometricos, fotométricos y espectroscópicos que producirá Gaia, junto con herramientas especificamente desarrolladas, ayudarán a resolver esta ambiguedad y hacer accesible la historia evolutiva completa de nuestra Galaxia. Sin duda, la contribución más importante será en la determinación de distancias, reduciendose enormemente el error en distancía (por ejemplo,.en un factor 10 a 10 kpc). Por todo ello, esperaríamos que las edades absolutas se puedan conocer con una precisión de ∼ 5% o mejor.
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Es bien sabida la complejidad que conlleva la determinación de la edad a partir de los parámetros atmosféricos de la estrella mediante la interpolación en los modelos de evolución estelar. Nos enfrentamos a una importante degeneración entre edad y metalicidad, a una incertidumbre en la extinción interestelar del objeto, a errores importantes en la estimación de la luminosidad intrínseca de la estrella (distancias estelares), etc.

¿ Podremos con los datos astrometricos, fotométricos y espectroscópicos que producirá Gaia, junto con herramientas especificamente desarrolladas, ayudar a resolver esta ambiguedad y hacer accesible la historia evolutiva completa de nuestra Galaxia?

¿Que necesitamos que aporten los surveys espectroscópicos desde tierra?

¿Que otras técnicas seran imprescindibles?

¿Que datos cruciales aportaran otras misiones como COROT? .

Estos son algunos de los temas a debatir en esta sesión. Los ponentes presentaran las perspectivas presentes y futuras de las distintas técnicas aqui listadas.

  Métodos para la determinación de la edad:

Revision 42011-06-15 - LolaBalaguer

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Determinación de edades estelares en la era de Gaia

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La edad es una de las propiedades de una estrella más difíciles de determinar. El teorema Vogt-Russell afirma que la estructura de una estrella está determinada únicamente por su masa y composición. La nucleosíntesis en el interior de una estrella provoca cambios en composición lo que implica que al menos alguna(s) propiedad(es) medible(s) de una estrella deben variar con la edad. Desafortunadamente, estos cambios son sutiles y difíciles de medir. Es irónico que la edad del Universo (13.7 ± 0.2 Gyr) se conozca con mejor precisión que la edad de cualquier estrella a parte del Sol. Los métodos actuales de estimación de edades estalares son casi nunca consistentes dentro de un 50% (Soderblom 2010).
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La edad es una de las propiedades de una estrella más difíciles de determinar. El teorema Vogt-Russell afirma que la estructura de una estrella está determinada únicamente por su masa y composición. La nucleosíntesis en el interior de una estrella provoca cambios en su composición, lo que implica que al menos alguna(s) propiedad(es) medible(s) de una estrella deben variar con la edad. Desafortunadamente, estos cambios son sutiles y difíciles de medir. Es irónico que la edad del Universo (13.7 ± 0.2 Gyr) se conozca con mejor precisión que la edad de cualquier estrella a parte del Sol. Los métodos actuales de estimación de edades estelares son raramente consistentes dentro de un 50% (Soderblom 2010).

En general, la degeneración entre la edad, la metalicidad y la extinción de las estrellas, combinado con los errores observacionales y la incertidumbre en las distancias estelares, hacen que las aproximaciones actuales sean mejorables.. Los datos astrometricos, fotométricos y espectroscópicos que producirá Gaia, junto con herramientas especificamente desarrolladas, ayudarán a resolver esta ambiguedad y hacer accesible la historia evolutiva completa de nuestra Galaxia. Sin duda, la contribución más importante será en la determinación de distancias, reduciendose enormemente el error en distancía (por ejemplo,.en un factor 10 a 10 kpc). Por todo ello, esperaríamos que las edades absolutas se puedan conocer con una precisión de ∼ 5% o mejor.

  Métodos para la determinación de la edad:
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Ajuste de Isocronas: Uno de los métodos ‘semifundamentales’ de determinación de edades estelares es el ajuste de isocronas de la posición de una estrellas en el diagrama Hertzsprung-Russell (HRD). Sin embargo, debido a la degeneración de las isocronas teóricas, esta técnica no funciona bien para la gran mayoría de las estrellas -aquellas situadas en la baja secuencia principal (MS), donde pequeños errores en luminosidad o metalicidad se traducen en errores grandes en edad.
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Ajuste de Isocronas: Uno de los métodos ‘semifundamentales’ de determinación de edades estelares es el ajuste de isocronas según la posición de una estrella en el diagrama Hertzsprung-Russell (HRD). Sin embargo, debido a la degeneración de las isocronas teóricas, esta técnica no funciona bien para la gran mayoría de las estrellas -aquellas situadas en la baja secuencia principal (MS), donde pequeños errores en luminosidad o metalicidad se traducen en grandes errores en edad.
  Abundancia de Litio: Junto a la emisión cromosférica, la abundancia del Litio se usa ampliamente para inferir las edades de las estrellas como el Sol. Pero ¿cuales son los límites de validez de esta aproximación?
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Asteroseismología puede usarse también para medir la edad precisa de una estrella. Normalmente. cuando una estrella envejece, distintos elementos experimentan fusión estelar en distintos momentos. Esto altera la estructura interior de la estrella and therefore alters the vibrational characteristics of the star. This can be detected by CoRoT, hopefully aiding astronomers when deducing the precise ago of a particular star.
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Asteroseismología puede usarse también para medir la edad precisa de una estrella. Normalmente, cuando una estrella envejece distintos elementos experimentan fusión estelar en distintos momentos. Esto altera la estructura interior de la estrella y por consiguiente, altera las caracteristicas vibracionales de la estrella. Esto se puede detectar con el satélite CoRoT, ayudando a los astrónomos a deducir la edad precisa de una estrella determinada.
 
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Actividad Cromosférica: Early work by Wilson (1963; 1968) and Vaughan & Preston (1980) established CaII H&K emission as a useful marker of CA in lower MS stars. In F to early M stars Skumanich (1972) found that CaII H&K emission, magnetic field strength and rotation all decay as the inverse square root of stellar age.
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Actividad Cromosférica: Los primeros trabajos de Wilson (1963; 1968) y Vaughan & Preston (1980) establecieron que la emisión CaII H&K es un marcador útil de la actividad cromosférica en estrellas de la baja secuencia principal. En estrellas F a M tempranas, Skumanich (1972) encontró que la emisión CaII H&K, la intensidad de campo magnético y la rotación decaen según el inverso de la raiz cuadrada de la edad estelar.
 
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  • Girocronología: relación velocidad rotacional vs edad: A self-sustaining magnetic dynamo driven by rotation and convection is believed to be the source of CA in MS stars of spectral type F, G, K and early M. According to this paradigm, due to magnetic breaking, rotational velocity decreases with age, which leads to a decrease in CA as well, unless angular momentum is sustained by tidal interaction, as in the case of short-period binaries, or maintained by convection as in late M type dwarfs.
  • Luminosidad en rayos X vs edad: The ratio of X-ray luminosity ( L x) to bolometric luminosity ( L bol) is well correlated with age over several orders of magnitude variations. Which are the limits of validity of this approach?
  • Relación entre la Actividad Cromosférica vs edad en cúmulos abiertos: Mamajek & Hillenbrand (2008) and others have shown that the CA vs. age relation is much more complex than Skumanich envisioned; such factors as metallicity, photospheric contamination of CA indices and variation in CA must be considered. Clusters provide only a limited range of ages and metallicities to investigate these effects.
  • Chromospheric Activity vs Age from binary systems: Among wide white dwarf (WD)+dM binaries it is possible to use the cooling ages of WD components, plus an average estimate for MS lifetime, to explore the activity vs. age relation among lower MS stars.
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  • Girocronología: relación velocidad rotacional - edad: El origen de la actividad cromosférica en las estrellas de la secuencia principal de tipos espectrales F, G, K y M tempranas, se cree que es una dinamo magnética autosostenida impulsada por la rotación y la convección. De acuerdo con este paradigma, debido a la desaceleración magnética, la velocidad rotacional decrece con la edad, lo que resulta también en una disminución de la actividad cromosférica, a menos que el momento angular esté sostenido por interacción de marea, como ocurre en el caso de binarias de periodo corto, o mantenido por convección como en el caso de las enanas tardías de tipo M.
  • Relación luminosidad en rayos X - edad: La relación entre luminosidad en rayos X ( L x) y luminosidad bolométrica ( L bol) correlaciona bien con la edad en variaciones de varios ordenes de magnitud. Pero, ¿cuales son los límites de validez de este enfoque?
  • Relación actividad cromosférica - edad en cúmulos abiertos: Mamajek & Hillenbrand (2008) y otros han demostrado que la relación entre la actividad cromosférica y la edad es mucho más compleja que la imaginada por Skumanich; factores como la metalicidad, la contaminación fotosférica de los índices de actividad cromosférica y la variación en actividad cromosférica debe tenerse en cuenta. Sin embargo, los cúmulos sólo proveén un rango limitado de edades y metalicidades para investigar estos efectos.
  • Relación actividad cromosférica - edad en sistemas binarios: Entre las binarias separadas enana blanca (WD)+dM es posible utilizar el tiempo de enfriamiento de las componentes WD, más una estimación promedio de la vida en la secuencia principal, para explorar la relación entre actividad y edad entre las estrellas de la baja secuencia principal.
  Referencias:

Revision 32011-06-15 - LolaBalaguer

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Determinación de edades estelares

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Determinación de edades estelares en la era de Gaia

 
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Age is one of the most difficult to determine properties of a star. The Vogt-Russell theorem asserts that the structure of a star is uniquely determined by its mass and composition. Nucleosynthesis in the core results in changes in composition and this implies at least some measurable property(ies) of a star must vary with age. Unfortunately, these changes are subtle and difficult to measure. It is ironic that the age of the Universe (13.7 ± 0.2 Gyr) is known to better precision than the age of any star other than the Sun. The present methods by which stellar ages can be estimated are seldom consistent within 50% (Soderblom 2010).
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La edad es una de las propiedades de una estrella más difíciles de determinar. El teorema Vogt-Russell afirma que la estructura de una estrella está determinada únicamente por su masa y composición. La nucleosíntesis en el interior de una estrella provoca cambios en composición lo que implica que al menos alguna(s) propiedad(es) medible(s) de una estrella deben variar con la edad. Desafortunadamente, estos cambios son sutiles y difíciles de medir. Es irónico que la edad del Universo (13.7 ± 0.2 Gyr) se conozca con mejor precisión que la edad de cualquier estrella a parte del Sol. Los métodos actuales de estimación de edades estalares son casi nunca consistentes dentro de un 50% (Soderblom 2010).
  Métodos para la determinación de la edad:
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Isochorne fitting: One of the ‘semifundamental’ methods of stellar age determination is isochrone fitting the position of a star in the Hertzsprung-Russell diagram (HRD). However, because of the degeneracy of theoretical isochrones, this technique does not work well for the vast majority of stars-those on the lower main sequence (MS). Here small errors in luminosity or metallicity translate into large errors in age.
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Ajuste de Isocronas: Uno de los métodos ‘semifundamentales’ de determinación de edades estelares es el ajuste de isocronas de la posición de una estrellas en el diagrama Hertzsprung-Russell (HRD). Sin embargo, debido a la degeneración de las isocronas teóricas, esta técnica no funciona bien para la gran mayoría de las estrellas -aquellas situadas en la baja secuencia principal (MS), donde pequeños errores en luminosidad o metalicidad se traducen en errores grandes en edad.
 
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Lithium: Along the chormospheric emission, lithium abundances are widely used to infer the ages of solar-like stars. Which are the limits of validity of this approach?
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Abundancia de Litio: Junto a la emisión cromosférica, la abundancia del Litio se usa ampliamente para inferir las edades de las estrellas como el Sol. Pero ¿cuales son los límites de validez de esta aproximación?
 
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Asteroseismology can also be used to gauge the precise age of a star. Usually. As a star ages, different elements undergo nuclear fusion at different times. This alters the star’s interior structure and therefore alters the vibrational characteristics of the star. This can be detected by CoRoT, hopefully aiding astronomers when deducing the precise ago of a particular star.
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Asteroseismología puede usarse también para medir la edad precisa de una estrella. Normalmente. cuando una estrella envejece, distintos elementos experimentan fusión estelar en distintos momentos. Esto altera la estructura interior de la estrella and therefore alters the vibrational characteristics of the star. This can be detected by CoRoT, hopefully aiding astronomers when deducing the precise ago of a particular star.
 
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Chormospheric Activity: Early work by Wilson (1963; 1968) and Vaughan & Preston (1980) established CaII H&K emission as a useful marker of CA in lower MS stars. In F to early M stars Skumanich (1972) found that CaII H&K emission, magnetic field strength and rotation all decay as the inverse square root of stellar age.
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Actividad Cromosférica: Early work by Wilson (1963; 1968) and Vaughan & Preston (1980) established CaII H&K emission as a useful marker of CA in lower MS stars. In F to early M stars Skumanich (1972) found that CaII H&K emission, magnetic field strength and rotation all decay as the inverse square root of stellar age.
 
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  • Girochronology: Rotational velocity vs Age relation: A self-sustaining magnetic dynamo driven by rotation and convection is believed to be the source of CA in MS stars of spectral type F, G, K and early M. According to this paradigm, due to magnetic breaking, rotational velocity decreases with age, which leads to a decrease in CA as well, unless angular momentum is sustained by tidal interaction, as in the case of short-period binaries, or maintained by convection as in late M type dwarfs.
  • X-ray luminosity vs age: The ratio of X-ray luminosity ( L x) to bolometric luminosity ( L bol) is well correlated with age over several orders of magnitude variations. Which are the limits of validity of this approach?
  • Chromospheric Activity vs Age relation in open clusters: Mamajek & Hillenbrand (2008) and others have shown that the CA vs. age relation is much more complex than Skumanich envisioned; such factors as metallicity, photospheric contamination of CA indices and variation in CA must be considered. Clusters provide only a limited range of ages and metallicities to investigate these effects.
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  • Girocronología: relación velocidad rotacional vs edad: A self-sustaining magnetic dynamo driven by rotation and convection is believed to be the source of CA in MS stars of spectral type F, G, K and early M. According to this paradigm, due to magnetic breaking, rotational velocity decreases with age, which leads to a decrease in CA as well, unless angular momentum is sustained by tidal interaction, as in the case of short-period binaries, or maintained by convection as in late M type dwarfs.
  • Luminosidad en rayos X vs edad: The ratio of X-ray luminosity ( L x) to bolometric luminosity ( L bol) is well correlated with age over several orders of magnitude variations. Which are the limits of validity of this approach?
  • Relación entre la Actividad Cromosférica vs edad en cúmulos abiertos: Mamajek & Hillenbrand (2008) and others have shown that the CA vs. age relation is much more complex than Skumanich envisioned; such factors as metallicity, photospheric contamination of CA indices and variation in CA must be considered. Clusters provide only a limited range of ages and metallicities to investigate these effects.
 
  • Chromospheric Activity vs Age from binary systems: Among wide white dwarf (WD)+dM binaries it is possible to use the cooling ages of WD components, plus an average estimate for MS lifetime, to explore the activity vs. age relation among lower MS stars.

Referencias:

Revision 22011-06-10 - FrancescaFigueras

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Determinación de edades estelares

Age is one of the most difficult to determine properties of a star. The Vogt-Russell theorem asserts that the structure of a star is uniquely determined by its mass and composition. Nucleosynthesis in the core results in changes in composition and this implies at least some measurable property(ies) of a star must vary with age. Unfortunately, these changes are subtle and difficult to measure. It is ironic that the age of the Universe (13.7 ± 0.2 Gyr) is known to better precision than the age of any star other than the Sun. The present methods by which stellar ages can be estimated are seldom consistent within 50% (Soderblom 2010).

Métodos para la determinación de la edad:

Isochorne fitting: One of the ‘semifundamental’ methods of stellar age determination is isochrone fitting the position of a star in the Hertzsprung-Russell diagram (HRD). However, because of the degeneracy of theoretical isochrones, this technique does not work well for the vast majority of stars-those on the lower main sequence (MS). Here small errors in luminosity or metallicity translate into large errors in age.

Chormospheric Activity: Early work by Wilson (1963; 1968) and Vaughan & Preston (1980) established CaII H&K emission as a useful marker of CA in lower MS stars. In F to early M stars Skumanich (1972) found that CaII H&K emission, magnetic field strength and rotation all decay as the inverse square root of stellar age.

  • Girochronology: Rotational velocity vs Age relation: A self-sustaining magnetic dynamo driven by rotation and convection is believed to be the source of CA in MS stars of spectral type F, G, K and early M. According to this paradigm, due to magnetic breaking, rotational velocity decreases with age, which leads to a decrease in CA as well, unless angular momentum is sustained by tidal interaction, as in the case of short-period binaries, or maintained by convection as in late M type dwarfs.
  • Lithium vs age: Along the chormospheric emission, lithium abundances are widely used to infer the ages of solar-like stars. Which are the limits of validity of this approach?
  • X-ray luminosity vs age: The ratio of X-ray luminosity ( L x) to bolometric luminosity ( L bol) is well correlated with age over several orders of magnitude variations. Which are the limits of validity of this approach?
  • Asteroseismology can also be used to gauge the precise age of a star. Usually. As a star ages, different elements undergo nuclear fusion at different times. This alters the star’s interior structure and therefore alters the vibrational characteristics of the star. This can be detected by CoRoT, hopefully aiding astronomers when deducing the precise ago of a particular star.
  • Chromospheric Activity vs Age relation in open clusters: Mamajek & Hillenbrand (2008) and others have shown that the CA vs. age relation is much more complex than Skumanich envisioned; such factors as metallicity, photospheric contamination of CA indices and variation in CA must be considered. Clusters provide only a limited range of ages and metallicities to investigate these effects.
  • Chromospheric Activity vs Age from binary systems: Among wide white dwarf (WD)+dM binaries it is possible to use the cooling ages of WD components, plus an average estimate for MS lifetime, to explore the activity vs. age relation among lower MS stars.

Referencias:

Garces, A., Catalán, S., Ribas, I., 2011, astro-ph arXiv:1105.0287v1

García, Rafael, 2011, arXiv1101.0236

López-Santiago, J., Montes, D. et al., arXiv:1002.1663

Zhao et al., 2011, arXiv:1101.3257v1

 
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