Berapa distribusi frekuensi untuk kelas luminositas di Galaksi Bima Sakti?

Saya sedang mengerjakan konsep permainan yang melakukan simulasi ringan kelas bintang realistis dan luminositas. Secara khusus, saya ingin memodelkan frekuensi umum kelas dan luminositas bintang-bintang di Bima Sakti.

Beberapa sumber, termasuk entri Wikipedia tentang klasifikasi bintang, menunjukkan grafik yang menyertakan distribusi frekuensi untuk klasifikasi spektral : kategorisasi OBAFGKM. Jadi itu tidak masalah.

Yang saya mengalami kesulitan menemukan adalah grafik distribusi frekuensi yang mirip dengan yang satu tetapi untuk kategori lumineritas Yerkes: Ia +, Ia, Iab, Ib, II, III, IV, V, sub-kerdil dan kerdil. Saya memiliki salinan basis data Hipparcos, yang berisi bidang "Jenis Spektral", tetapi ini adalah teks yang sangat tidak koheren. Namun, saya bisa menulis beberapa kode untuk mengurai nilai-nilai di bidang itu untuk mencoba mendapatkan jumlah kasar kategori luminositas dalam sekitar 116.000 bintang itu ... tapi saya agak bingung bahwa tidak ada bagan yang tampaknya sudah ada di suatu tempat di Internetland . (Entah itu atau fu pencarian saya lebih lemah dari biasanya.)

Jika ada yang bisa mengarahkan saya ke bagan distribusi frekuensi untuk kategori luminositas yang disebutkan di atas, atau menyarankan cara yang cukup sederhana bagi saya untuk menghitung sendiri nilai-nilai itu, saya akan menghargainya.

EDIT : Karena penasaran, saya pergi ke depan dan melakukan penguraian sederhana bidang spektrum dari dataset Hipparcos.

Dari 116472 baris, hanya 56.284 (kurang dari setengah) menyediakan data kelas luminositas di bidang Spectrum. 56284 baris tersebut mogok seperti ini:

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%

Catatan: Sekitar 1000+ baris memberikan nilai baik / atau untuk kelas luminositas (misalnya, "M1Ib / II"). Dalam kasus ini, saya hanya menghitung nilai pertama yang diberikan. Ini mungkin condong hasilnya sedikit dibandingkan dengan menghitung kedua kelas luminositas.

Saya masih sangat ingin tahu apakah ada orang lain yang telah menghasilkan atau menemukan tabel frekuensi yang sama untuk kelas luminositas, jika hanya untuk melihat bagaimana analisis saya yang sangat sepele membandingkan.

star milky-way luminosity

— Bart Stewart
sumber

Sebuah ide menarik yang saya pikir mungkin telah dipelajari di suatu tempat. Tetapi hanya untuk berkomentar, saya pikir masalah ini akan menghadapi bias seleksi yang parah. Saya tidak yakin persis apa yang terkandung dalam sampel Hipparcos Anda, tetapi ingat bahwa bintang yang lebih terang lebih mudah dilihat. Jadi, yang mungkin perlu Anda lakukan, sebagai contoh, adalah mengurangi daftar hanya untuk bintang-bintang yang cukup dekat sehingga jika mereka lebih kecil dari bintang yang paling samar, Anda masih dapat melihatnya. Dengan begitu sampel lebih dekat ke "lengkap" dan tidak bias dengan melewatkan bintang-bintang yang tidak dapat Anda lihat.

— Warrick

Terima kasih @ Harrick dan saya setuju. Dataset Hipparcos memang hanya mencakup sejumlah kecil bintang, dan bias terhadap bintang di dekat Bumi. Jadi saya tidak terkejut jika sekitar 50.000 bintang yang diberikan kelas luminositas bukan sampel yang representatif. Berita baiknya adalah bahwa misi Gaia yang diluncurkan pada 2013 seharusnya pada akhirnya memberikan data serupa pada 1 miliar bintang - masih hanya 1/100 dari Bima Sakti, tetapi cukup perbaikan. Sementara itu, saya bekerja dengan apa yang ada untuk dikerjakan. ;)

— Bart Stewart

Hmmm ... Saya tidak tahu dari mana dia mendapatkan nomornya, tetapi referensi untuk tabel itu di Wikipedia memiliki tabel (Tabel 1) dengan frekuensi relatif dari berbagai jenis bintang. Jika Anda hanya menghitung bintang sebagai fungsi dari magnitudo absolut, saya bayangkan Anda dapat menentukan frekuensi relatif dari kelas luminositas.

— Warrick

Saya mulai menulis jawaban, tetapi menyadari bahwa ini tidak dapat dilakukan dengan katalog Hipparcos. Tabel Anda sangat salah karena bias yang ditunjukkan oleh @Warrick. Giants jarang , supergi superrare . Ini hanyalah fungsi dari masa hidup relatif dari fase-fase ini dan massa bintang yang melaluinya. Hipparcos hampir tidak mengandung M katai, yang merupakan objek paling banyak. Perkiraan kasar akan menjadi 1-2% raksasa dan mungkin supergiants 100 kali lebih sedikit.

— Rob Jeffries

@BartStewart Persentase raksasa berasal dari jumlah bintang berevolusi yang Anda lihat dalam sampel lokal (1%). Lihat iopscience.iop.org/article/10.1088/0143-0807/24/2/303 Angka untuk supergiant hanyalah perkiraan berdasarkan kelangkaan relatif> 10 bintang massa matahari dan pendeknya fase AGB.

— Rob Jeffries

Jawaban:

Inilah cara Anda melakukannya dengan "benar" untuk data Hipparcos. Seperti yang ditunjukkan oleh Warrick dengan benar, apa yang telah Anda lakukan dalam pertanyaan Anda bias besar-besaran terhadap bintang raksasa dan supergi, yang sebenarnya membentuk minoritas bintang yang sangat kecil.

Anda harus membentuk sampel terbatas volume . Untuk melakukan ini, urutkan bintang berdasarkan jarak (1 / paralaks) dan pilih titik potong. Sampel Anda akan selalu tidak lengkap, tetapi semakin besar jarak Anda terputus, semakin tidak lengkap itu dan itu akan menjadi tidak lengkap untuk bintang-bintang yang lebih bercahaya secara intrinsik.

$>10$

EDIT: Ini telah menarik minat saya lagi, jadi saya punya solusi praktis (perkiraan), berdasarkan pada proses dua bagian. Bagian pertama melibatkan makalah yang saya tulis (percobaan percobaan sarjana) berdasarkan 1000 bintang terdekat ke Matahari (dari katalog Gliese & Jahreiss CNS3). Sampel ini kira-kira lengkap hingga pertengahan M-katai, jadi semua yang saya katakan, dan hasil yang saya berikan, hanya berlaku untuk sampel bintang yang lebih masif dari itu.

Jika Anda melihat sampel terbatas 1000 bintang terdekat ini, Anda dapat langsung mengatakan sesuatu tentang jumlah relatif dari berbagai jenis bintang di cakram Galactic (mengatakan sesuatu tentang bintang di tempat lain di Galaxy dipenuhi dengan ketidakpastian yang jauh lebih banyak). Diagram besaran-warna ditunjukkan di bawah ini, dan dari sini kita melihat bahwa:

Matahari adalah salah satu bintang paling terang - lebih terang dari 95% bintang lainnya.

$M_{\odot}$

Hanya 0,9% dari populasi adalah raksasa. Alasan untuk ini adalah bahwa hanya sebagian kecil dari bintang-bintang yang cukup masif untuk berevolusi menjadi raksasa di masa pakai galaksi. Tetapi begitu mereka ada di sana, masa hidup mereka singkat dibandingkan dengan fase urutan utama dan sebagian besar telah menjadi katai putih (lihat di atas).

Ada beberapa objek, mungkin 0,5%, yang dapat digolongkan sebagai subdwarf, antara urutan utama dan white dwarf.

$\sim 0.2M_{\odot}$

$M_V<4.5$

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

— Rob Jeffries
sumber

"Tidak ada bintang yang sangat masif atau supergiant di lingkungan dekat matahari. Itu karena mereka sangat langka." Saya hanya ingin tahu, lalu apa bintang masif atau supergi terdekat? Mungkin Betelgeuse?

— Fattie

Ada beberapa bintang OB di Sco Cen sekitar 120pc, tetapi Betelgeuse adalah saya pikir supergiant keren terdekat, hanya sedikit lebih jauh dari ini. @ JoBlow

— 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

$i$

Anda juga harus mencari tahu dari mana sampel Anda berasal. Telah diketahui bahwa populasi bintang di Bima Sakti bervariasi berdasarkan lokasi :

Saat ini galaksi diperkirakan mengandung dua atau tiga populasi bercahaya (misalnya Wyse 1992). Disk tipis dan halo bintang sesuai dengan Baade's Pop. I dan II, masing-masing. Masih dalam perdebatan adalah keberadaan populasi disk tebal yang mungkin sesuai dengan disk tebal yang terlihat di beberapa galaksi disk lain.

Jika Anda membatasi studi Anda pada satu gugus bintang tunggal, Anda bahkan dapat menemukan usianya. Membangun diagram Hertzsprung-Russell (HR), distribusi bivariat di mana luminositas berada di sepanjang satu sumbu, dan mengukur di mana bintang-bintang menjauh dari urutan utama adalah salah satu cara untuk mengukur usia gugus bintang .

— Danau Sean
sumber