Qual è la distribuzione di frequenza per le classi di luminosità nella Via Lattea?

Sto lavorando a un concetto di gioco che esegue una leggera simulazione di classi stellari realistiche e di luminosità. In particolare, vorrei modellare approssimativamente le frequenze generali delle classi e la luminosità delle stelle nella Via Lattea.

Diverse fonti, inclusa la voce di Wikipedia sulle classificazioni stellari, mostrano un grafico che include la distribuzione di frequenza per la classificazione spettrale : la categorizzazione OBAFGKM. Quindi va bene.

Quello che ho difficoltà a trovare è un diagramma di distribuzione delle frequenze simile a quello, ma per le categorie di luminosità di Yerkes: Ia +, Ia, Iab, Ib, II, III, IV, V, sub-nano e nano. Ho una copia del database Hipparcos, che contiene un campo "Tipi spettrali", ma è un testo altamente incoerente. Tuttavia, potrei scrivere un po 'di codice per analizzare i valori in quel campo per cercare di ottenere un conteggio approssimativo delle categorie di luminosità in quelle circa 116.000 stelle ... ma sono un po' perplesso sul fatto che nessun grafico del genere sembra esistere già da qualche parte in Internetland . (O quello o il mio motore di ricerca è più debole del solito.)

Se qualcuno può indicarmi un grafico della distribuzione di frequenza per le categorie di luminosità sopra menzionate, o suggerire un modo ragionevolmente semplice per me di calcolare quei valori da solo, lo apprezzerei.

EDIT : Per curiosità, sono andato avanti e ho fatto il mio semplice analisi dei campi dello spettro dal set di dati di Hipparcos.

Su 116472 righe, solo 56284 (meno della metà) hanno fornito dati sulla classe di luminosità nel campo Spettro. Quelle 56284 file si sono rotte in questo modo:

Ia0 16 0,03%
Ia 241 0,43%
Iab 191 0,34%
Ib 694 1,23%
I 17 0,03%
II 1627 2,89%
III 22026 39,13%
IV 6418 11,40%
V 24873 44,19%
VI 92 0,16%
VII 89 0,16%

Nota: circa 1000+ righe hanno fornito uno o / o un valore per la classe di luminosità (ad es. "M1Ib / II"). In questi casi, ho contato solo il primo valore fornito. Ciò probabilmente ha distorto leggermente i risultati rispetto al conteggio di entrambe le classi di luminosità.

Sono ancora molto curioso di sapere se qualcun altro ha prodotto o localizzato una tabella di frequenze simile per le classi di luminosità, se non altro per vedere come la mia analisi molto banale si confronta.

star milky-way luminosity

— Bart Stewart
fonte

Un'idea interessante che immagino sia stata probabilmente studiata da qualche parte. Ma solo per commentare, penso che questo problema dovrà affrontare un grave pregiudizio nella selezione. Non sono sicuro di cosa contenga esattamente il tuo campione di Hipparcos, ma ricorda che le stelle più luminose sono più facili da vedere. Quindi, ciò che potresti dover fare, ad esempio, è ridurre la lista solo a quelle stelle abbastanza vicine da poterle vedere se fossero più piccole della stella più debole. In questo modo il campione è più vicino al "completo" e non distorto dalla mancanza delle stelle che non si possono vedere.

— Warrick,

Grazie @Warrick e sono d'accordo. Il set di dati di Hipparcos copre infatti solo un numero estremamente piccolo di stelle ed è distorto verso le stelle vicino alla Terra. Quindi non mi sorprende se le circa 50.000 stelle per le quali è stata data una classe di luminosità non sono un campione rappresentativo. La buona notizia è che la missione Gaia lanciata nel 2013 dovrebbe fornire dati simili su 1 miliardo di stelle - ancora solo 1/100 della Via Lattea, ma piuttosto un miglioramento. Nel frattempo, sto lavorando con quello che c'è da lavorare. ;)

— Bart Stewart,

Hmmm ... Non riesco proprio a capire da dove ottenga i suoi numeri, ma il riferimento per quella tabella su Wikipedia ha una tabella (Tabella 1) con la relativa frequenza di diversi tipi stellari. Se raccogli semplicemente i conteggi delle stelle in funzione della magnitudine assoluta, immagino che tu possa determinare le frequenze relative delle classi di luminosità.

— Warrick, il

Ho iniziato a scrivere una risposta, ma mi sono reso conto che non è possibile farlo con il catalogo Hipparcos. Il tuo tavolo è enormemente errato a causa del pregiudizio sottolineato da @Warrick. I giganti sono rari , i supergiganti sono rari . Questa è semplicemente una funzione delle relative vite di queste fasi e delle masse di stelle che le attraversano. Ipparco non contiene quasi nessun nano M, che sono di gran lunga gli oggetti più numerosi. Una stima approssimativa sarebbe dell'1-2% di giganti e forse 100 volte meno supergiganti.

— Rob Jeffries,

@BartStewart La percentuale di giganti deriva dal numero di stelle evolute che vedi in un campione locale (1%). Vedi iopscience.iop.org/article/10.1088/0143-0807/24/2/303 La figura dei supergiganti è solo una stima basata sulla rarità relativa di> 10 stelle di massa solare e sulla breve durata della fase AGB.

— Rob Jeffries,

Risposte:

Ecco come lo fai "correttamente" per i dati di Hipparcos. Come Warrick sottolinea correttamente, ciò che hai fatto nella tua domanda è fortemente influenzato dalle stelle giganti e supergiganti, che in realtà formano la piccolissima minoranza di stelle.

È necessario formare un campione a volume limitato . Per fare ciò, ordina le stelle per distanza (1 / parallasse) e scegli un punto di interruzione. Il tuo campione sarà sempre incompleto, ma maggiore è la tua distanza tagliata, più sarà incompleta e diventerà incompleta per stelle più intrinsecamente luminose.

$>10$

EDIT: Questo ha suscitato nuovamente il mio interesse, quindi ho una soluzione pratica (approssimativa), basata su un processo in due parti. La prima parte riguarda un articolo che ho scritto (in realtà un esperimento universitario) basato sulle 1000 stelle più vicine al Sole (dal catalogo Gliese & Jahreiss CNS3). Questo campione è approssimativamente completo fino alla metà dei M-nani, quindi tutto il resto che dico, e i risultati che do, si applicano solo a un campione di stelle più massiccio di così.

Se guardi questo campione a volume limitato di 1000 stelle vicine puoi subito dire qualcosa sul numero relativo di diversi tipi di stelle nel disco galattico (dire che qualcosa sulle stelle in qualsiasi altra parte della Galassia è pieno di molta più incertezza). Di seguito è mostrato un diagramma di intensità del colore, e da questo vediamo che:

Il sole è tra le stelle più luminose - più luminoso del 95% delle altre stelle.

$M_{\odot}$

Solo lo 0,9% della popolazione è gigante. La ragione di ciò è che solo una piccola parte delle stelle è abbastanza massiccia da essersi evoluta in giganti durante la vita della Galassia. Ma una volta che sono lì, le loro vite sono brevi rispetto alla fase principale della sequenza e la maggior parte sono diventati nani bianchi (vedi sopra).

Esistono una manciata di oggetti, forse lo 0,5%, che potrebbero essere classificati come nani secondari, tra la sequenza principale e i nani bianchi.

$\sim 0.2M_{\odot}$

$M_V<4.5$

$5\times 190/1940=0.5$ $\leq 5 \times 1/1949 = 0.0025$

— Rob Jeffries
fonte

"Non ci sono stelle o supergiganti molto grandi nell'immediato quartiere solare. Questo perché sono molto rari." Mi stavo solo chiedendo, qual è allora la stella massiccia o supergiant più vicina? Forse Betelgeuse?

— Fattie

Ci sono alcune star OB in Sco Cen a circa 120pc, ma credo che Betelgeuse sia il supergigante più vicino, solo un po 'più avanti di questo. @JoeBlow

— Rob Jeffries,

$1/V_{\mathrm{max}}$ $F_{\mathrm{min}}$ $d_{\mathrm{max}}$

w_{i} = \frac{3}{Ω \min {(d_{m a x}, \sqrt{\frac{L_{i}}{4 π F_{m i n}}})}^{3} Δ L_{i}},

$w_i = \frac{3}{\Omega \operatorname{min}\left(d_{\mathrm{max}}, \sqrt{\frac{L_i}{4\pi F_{\mathrm{min}}}}\right)^3\,\Delta L_i},$

Ω

$\Omega$

d_{m a x}

$d_{\mathrm{max}}$

L_{i}

$L_i$

i

$i$

Δ L_{i}

$\Delta L_i$

i

$i$

Dovrai anche capire da dove proviene il tuo campione. È noto che la popolazione di stelle nella Via Lattea varia in base alla posizione :

Attualmente si pensa che la galassia contenga due o tre popolazioni luminose (ad es. Wyse 1992). Il disco sottile e l'alone stellare corrispondono al pop di Baade. I e II, rispettivamente. Ancora in discussione è l'esistenza di una folta popolazione di dischi che potrebbe corrispondere ai densi dischi visti in alcune altre galassie di dischi.

Se limiti il tuo studio a un singolo ammasso stellare puoi persino scoprire la sua età. Costruire un diagramma di Hertzsprung-Russell (HR), una distribuzione bivariata su cui la luminosità si trova lungo un asse e misurare dove le stelle si allontanano dalla sequenza principale è un modo per misurare l'età di un ammasso stellare .

— Lago Sean
fonte