Кратко и по делу.

1) Радиус (оценка)

Используя (L=(R/R\odot)^2 (T{\rm eff}/T\odot)^4) и (T\odot=5772\ \mathrm{K}):
[
\frac{R}{R\odot}=\sqrt{L}\left(\frac{T\odot}{T{\rm eff}}\right)^2
=10\left(\frac{5772}{4500}\right)^2\approx16.5\ R\odot.
]

2) Масса (вероятная)

По положению на HR‑диаграмме ((T{\rm eff}=4500\ \mathrm{K},\ L=100\ L\odot)) звезда — красный гигант. Масса вероятно в диапазоне примерно (\,1.0!-!3.0\ M\odot), с наибольшей априорной вероятностью (\sim1.0!-!2.0\ M\odot) (часто более низкомассовые звёзды более многочисленны и проходят этот участок при подъёме по RGB или в красной «клumpе»).

3) Поверхностное ускорение (оценка log g)

Формула: (\log g=\log g\odot+\log(M/M\odot)-2\log(R/R\odot)), где (\log g\odot\approx4.438).
Для (R\approx16.5\ R_\odot):
при (M=1.0\ M_\odot): (\log g\approx2.00);при (M=1.5\ M_\odot): (\log g\approx2.18);при (M=3.0\ M_\odot): (\log g\approx2.48).
То есть ожидать (\log g\sim2.0!-!2.5) (гигантский класс).

4) Эволюционная стадия (наиболее вероятная)

Либо восходящая ветвь красных гигантов (RGB), либо ядровое горение гелия — «красный клуп» (core He–burning).Как отличить: если звезда на RGB — она поднимается по светимости и вскоре (для (M\lesssim2!-!2.3\ M_\odot)) пройдет гелиевый флеш у вершины RGB; если уже в клump — стабильное ядровое горение He.

5) Дальнейшая эволюция

Если сейчас на RGB: продолжит подъём, затем (в зависимости от массы) — гелиевый флеш ((M\lesssim2\ M\odot)) или гладкое зажигание He ((M\gtrsim2!-!2.3\ M\odot)), затем стадия ядрового сжигания He (горизонтальная ветвь / красный клуп), потом асимптотическая ветвь гигантов (AGB) с термальными пульсациями, сильной потерей массы -> планетарная туманность -> белый карлик (C–O WD) с массой остатка примерно (0.5!-!0.7\ M_\odot).

6) Какие спектральные признаки подтвердили бы вывод (конкретно)

Низкая поверхностная гравитация (\log g\sim2): измеряется из кинематических/давление-зависимых профилей (wings) линий Mg I b (5167/5173/5184 Å), Na I D, Ca I 6162 Å и Ca II IR‑триплета (8498/8542/8662 Å) — сильные, узкие линии у гигантов.Индикаторы первой конвективной вспышки (first dredge‑up): пониженный (^{12}\mathrm{C}/^{13}\mathrm{C}) и сниженное (C/N) — измеряются из CN/CH (оптика) и CO (инфракрась) полос. Нормальные для пост‑dredge‑up значения: (^{12}\mathrm{C}/^{13}\mathrm{C}\sim10!-!25) (вместо (\sim90) у незатронутой звезды).Элементы CNO: повышенный N, пониженный C — сигнатура пролитых продуктов CNO.Литий (Li I 6707 Å): как правило истощён у пост‑dredge‑up RGB; исключения (Li‑rich гиганты) редки.Молекулярные полосы (TiO, CN) при (T_{\rm eff}\approx4500) могут быть заметны; сильные молекулярные признаки у более холодных гигантов.Степень хромосферной активности/ветров: профиль Hα, эмиссия в Ca II H&K — при массовых потерях/активности.Для окончательного разделения RGB vs He‑burning: астросейсмология (не спектральный признак) — измерение периода г‑режимных смешанных мод (периодное расстояние (\Delta\Pi_1)): RGB (\Delta\Pi_1\sim50!-!100\ \mathrm{s}), clump (\Delta\Pi_1\sim200!-!300\ \mathrm{s}).

Кратко: звезда — красный гигант радиусом (\sim16.5\ R\odot), масса вероятно (\sim1!-!2\ M\odot) (диапазон до (\sim3\ M_\odot)), стадия — RGB или красный клуп; подтвердить помогут измерения (\log g), C/N и (^{12}C/^{13}C), а также профили Mg I b / Ca II triplet и (для однозначного разделения) астросейсмика.