Wie ist die Häufigkeitsverteilung für Leuchtkraftklassen in der Milchstraße?

Ich arbeite an einem Spielkonzept, das eine milde Simulation realistischer Sternklassen und Leuchtstärken durchführt. Insbesondere möchte ich die allgemeinen Frequenzen der Klassen und Leuchtdichten der Sterne in der Milchstraße grob modellieren.

Mehrere Quellen, einschließlich des Wikipedia-Eintrags zu Sternklassifikationen, zeigen ein Diagramm, das die Häufigkeitsverteilung für die Spektralklassifikation enthält : die OBAFGKM-Kategorisierung. Das ist also in Ordnung.

Was ich nicht finden kann, ist ein ähnliches Häufigkeitsverteilungsdiagramm, jedoch für die Yerkes-Leuchtkraftkategorien: Ia +, Ia, Iab, Ib, II, III, IV, V, Subzwerg und Zwerg. Ich habe eine Kopie der Hipparcos-Datenbank, die ein Feld "Spektraltypen" enthält, aber es ist sehr inkohärenter Text. Trotzdem könnte ich Code schreiben, um die Werte in diesem Feld zu analysieren und zu versuchen, eine grobe Zählung der Leuchtkraftkategorien in diesen ungefähr 116.000 Sternen zu erhalten ... aber ich bin ein wenig ratlos, dass es kein solches Diagramm bereits irgendwo im Internetland zu geben scheint . (Entweder das oder mein Such-Fu ist schwächer als gewöhnlich.)

Wenn mich jemand auf ein Diagramm der Häufigkeitsverteilung für die oben genannten Leuchtkraftkategorien verweisen oder mir eine einigermaßen einfache Möglichkeit vorschlagen kann, diese Werte selbst zu berechnen, würde ich es begrüßen.

EDIT : Aus Neugier ging ich voran und analysierte einfach die Spektrumsfelder aus dem Hipparcos-Datensatz.

Von 116472 Zeilen lieferten nur 56284 (weniger als die Hälfte) Helligkeitsklassendaten im Feld Spektrum. Diese 56284 Reihen sind folgendermaßen zusammengebrochen:

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%

Hinweis: Über 1000 Zeilen gaben einen Entweder-Oder-Wert für die Leuchtkraftklasse an (z. B. "M1Ib / II"). In diesen Fällen habe ich nur den ersten angegebenen Wert gezählt. Dies hat die Ergebnisse im Vergleich zur Zählung beider Leuchtkraftklassen wahrscheinlich leicht verzerrt.

Ich bin immer noch sehr gespannt, ob jemand anderes eine ähnliche Frequenztabelle für die Leuchtkraftklassen erstellt oder gefunden hat, schon allein, um zu sehen, wie meine sehr triviale Analyse verglichen wird.

star milky-way luminosity Bart Stewart
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Eine interessante Idee, die ich mir vorstelle, wurde wahrscheinlich irgendwo untersucht. Aber nur um es zu kommentieren, ich denke, dieses Problem wird mit einer starken Auswahlverzerrung konfrontiert sein. Ich bin mir nicht sicher, was genau Ihre Hipparcos-Probe enthält, aber denken Sie daran, dass hellere Sterne leichter zu sehen sind. Als Beispiel müssen Sie die Liste möglicherweise nur auf die Sterne reduzieren, die so nah sind, dass Sie sie immer noch sehen können, wenn sie kleiner als der schwächste Stern sind. Auf diese Weise ist die Probe näher an "vollständig" und nicht voreingenommen, da die Sterne fehlen, die Sie nicht sehen können.

Warrick

Danke @Warrick und ich stimme zu. Der Hipparcos-Datensatz deckt tatsächlich nur eine extrem kleine Anzahl von Sternen ab und ist auf Sterne in der Nähe der Erde ausgerichtet. Ich bin also nicht überrascht, wenn die ungefähr 50.000 Sterne, für die eine Leuchtkraftklasse vergeben wurde, keine repräsentative Stichprobe sind. Die gute Nachricht ist, dass die 2013 gestartete Gaia-Mission letztendlich ähnliche Daten zu 1 Milliarde Sternen liefern soll - immer noch nur 1/100 der Milchstraße, aber eine ziemliche Verbesserung. In der Zwischenzeit arbeite ich mit dem, womit ich arbeiten kann. ;)

Bart Stewart

Hmmm ... Ich kann nicht genau sagen, woher er seine Zahlen bezieht , aber die Referenz für diese Tabelle auf Wikipedia enthält eine Tabelle (Tabelle 1) mit der relativen Häufigkeit verschiedener Sterntypen. Wenn Sie nur die Anzahl der Sterne als Funktion der absoluten Größe angeben, können Sie sich vorstellen, dass Sie die relativen Frequenzen der Leuchtkraftklassen bestimmen können.

Warrick

Ich fing an, eine Antwort zu schreiben, stellte jedoch fest, dass dies mit dem Hipparcos-Katalog nicht möglich ist. Ihre Tabelle ist aufgrund der von @Warrick hervorgehobenen Tendenz massiv falsch. Riesen sind selten , Überriesen sind sehr selten . Dies ist lediglich eine Funktion der relativen Lebensdauern dieser Phasen und der Massen von Sternen, die sie durchlaufen. Hipparcos enthält kaum M-Zwerge, die bei weitem die zahlreichsten Objekte sind. Eine grobe Schätzung wäre 1-2% Riesen und vielleicht 100-mal weniger Überriesen.

Rob Jeffries

@BartStewart Der Prozentsatz der Riesen ergibt sich aus der Anzahl der entwickelten Sterne, die Sie in einer lokalen Stichprobe sehen (1%). Siehe iopscience.iop.org/article/10.1088/0143-0807/24/2/303. Die Zahl für Überriesen ist nur eine Schätzung, die auf der relativen Seltenheit von> 10 Sternen mit Sonnenmasse und der Kürze der AGB-Phase basiert.

Rob Jeffries

Antworten:

So machen Sie es "richtig" für die Hipparcos-Daten. Wie Warrick richtig hervorhebt, ist das, was Sie in Ihrer Frage getan haben, massiv auf riesige und übergroße Sterne ausgerichtet, die tatsächlich die sehr kleine Minderheit der Sterne bilden.

Sie müssen eine volumenbegrenzte Stichprobe bilden . Sortieren Sie dazu die Sterne nach Entfernung (1 / Parallaxe) und wählen Sie einen Grenzpunkt. Ihre Probe wird immer unvollständig sein, aber je größer Ihr Abstand ist, desto unvollständiger wird sie sein und für an sich leuchtende Sterne wird sie unvollständig.

$>10$

EDIT: Dies hat mein Interesse wieder geweckt, so dass ich eine praktische (ungefähre) Lösung habe, die auf einem zweiteiligen Prozess basiert. Der erste Teil beinhaltet eine Arbeit, die ich geschrieben habe (eigentlich ein Experiment für Studenten), basierend auf den 1000 Sternen, die der Sonne am nächsten liegen (aus dem Gliese & Jahreiss-Katalog CNS3). Diese Stichprobe ist ungefähr bis zur Mitte der M-Zwerge vollständig, daher gilt alles andere, was ich sage, und die Ergebnisse, die ich gebe, nur für eine Stichprobe von Sternen, die massereicher sind.

Wenn Sie sich diese volumenbegrenzte Stichprobe von 1000 Sternen in der Nähe ansehen, können Sie sofort etwas über die relative Anzahl verschiedener Arten von Sternen auf der Galaktischen Scheibe sagen (etwas über Sterne irgendwo anders in der Galaxie zu sagen, ist mit viel mehr Unsicherheit gefüllt). Ein Farbgrößendiagramm ist unten gezeigt, und daraus sehen wir, dass:

Die Sonne gehört zu den hellsten Sternen - heller als 95% der anderen Sterne.

$M_{\odot}$

Nur 0,9% der Bevölkerung sind Riesen. Der Grund dafür ist, dass nur ein kleiner Teil der Sterne massiv genug ist, um sich zu Lebzeiten der Galaxie zu Riesen zu entwickeln. Sobald sie dort sind, sind ihre Lebensdauern im Vergleich zur Hauptsequenzphase kurz und die meisten sind zu weißen Zwergen geworden (siehe oben).

Es gibt eine Handvoll Objekte, vielleicht 0,5%, die als Subzwerge zwischen der Hauptsequenz und den weißen Zwergen klassifiziert werden könnten.

$\sim 0.2M_{\odot}$

$M_V<4.5$

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

Rob Jeffries
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"In der unmittelbaren Sonnenumgebung gibt es keine sehr massiven Sterne oder Überriesen. Das liegt daran, dass sie sehr selten sind." Ich habe mich nur gefragt, was ist dann der nächste massive oder übergroße Stern? Vielleicht Betelgeuse?

Fattie

Es gibt einige OB-Stars in Sco Cen mit etwa 120 Stück, aber Betelgeuse ist meiner Meinung nach der nächste coole Überriese, nur ein wenig weiter entfernt. @ JoeBlow

Rob Jeffries

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

w_{ich} = \frac{3}{Ω Mindest {(d_{m ein x}, \sqrt{\frac{{L.}_{ich}}{4 π {F.}_{m ich n}}})}^{3} Δ {L.}_{ich}},

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

Ω

$\Omega$

d_{m a x}

$d_{\mathrm{max}}$

L_{i}

$L_i$

i

$i$

Δ L_{i}

$\Delta L_i$

i

$i$

Sie müssen auch herausfinden, woher Ihre Probe stammt. Es ist bekannt, dass die Population der Sterne in der Milchstraße je nach Standort variiert :

Gegenwärtig wird angenommen, dass die Galaxie zwei oder drei leuchtende Populationen enthält (z. B. Wyse 1992). Die dünne Scheibe und der Sternhalo entsprechen Baades Pop. I bzw. II. Noch diskutiert wird die Existenz einer dicken Scheibenpopulation, die den dicken Scheiben entsprechen könnte, die in einigen anderen Scheibengalaxien zu sehen sind.

Wenn Sie Ihre Studie auf einen einzelnen Sternhaufen beschränken, können Sie sogar dessen Alter ermitteln. Die Erstellung eines Hertzsprung-Russell (HR) -Diagramms, einer bivariaten Verteilung, bei der die Leuchtkraft entlang einer Achse liegt, und die Messung, wo sich die Sterne von der Hauptsequenz entfernen, ist eine Möglichkeit, das Alter eines Sternhaufens zu messen .

Sean Lake
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