¿Cuál es la frecuencia de aparición de clasificaciones estelares fuera de la secuencia principal de recursos humanos?

Una versión alternativa de esta pregunta sería: "si tuviera que elegir una estrella de la 10 11 más o menos en nuestra galaxia al azar, ¿cuáles son las probabilidades de que sean varios tipos de estrellas?" (y quiero decir "en nuestra galaxia" y no "visible en el cielo nocturno").

Hay una buena tabla que he visto en varios lugares (por ejemplo, wikipedia ) que contribuye en gran medida a responder esto. Me dice que el 0,00003% son tipos 'O' y el 0,13% 'B' y el 0,6% 'A' hasta el 76% de los tipos 'M'. Desafortunadamente, hay una letra pequeña asociada con esa tabla, que es solo para estrellas en la secuencia principal (por lo tanto, sus tipos 'M' son todas enanas de baja luminosidad, las gigantes rojas no están incluidas, y sus 'A' y 'B' son todos los gigantes jóvenes - las enanas blancas no están incluidas).

Sin embargo, no tengo idea de qué proporción de la población estelar está fuera de la secuencia principal. ¿Uno en cien? Uno en un millón ? Lo que realmente me gustaría encontrar (u obtener suficiente información para compilar) es una versión 2D de esa tabla con los mismos ejes que un diagrama HR donde puedo buscar la frecuencia de las enanas blancas mirando las celdas en el espectro AB y la luminosidad 0.001 - 0.1 rangos, o la frecuencia de estrellas como Betelgeuse mirando en la M, 10 5 célula.

(Por supuesto, otro problema con la tabla citada es que afirma ser frecuencias en el "vecindario solar". Por ejemplo, sería bueno tener diferentes versiones específicas para poblaciones estelares de, digamos, cúmulos globulares, el disco galáctico y central " abultamiento". Pero me conformaré con algunos números pan-galácticos inicialmente).

Respuestas (2)

Puede consultar herramientas como EZ-web o fórmulas de interpolación como las de Hurley, Pols y Tout 2000 para inferir cuánto tiempo pasa una estrella determinada (por ejemplo, tipo O) en un estado determinado en comparación con el tiempo que pasa en la secuencia principal. Por ejemplo, inicialmente 10 METRO ⊙ star gastaría alrededor de 25 Myrs en la secuencia principal y solo 3 Myrs siendo una gigante roja, como pueden ver en la siguiente imagen que hice durante mi doctorado (en francés, lo siento). La etapa 1 es la secuencia principal y las etapas 3 a 5 son varias etapas gigantes regulares.

una evolución estelar de 10 masas solares dentro del diagrama HR
(fuente: rubyforge.org ) !

Por lo tanto, podría inferir que si ha encontrado 25 10 METRO ⊙ estrellas en la secuencia principal en su muestra, debe haber alrededor de 3 de ellas gigantes rojas en la misma muestra (este razonamiento, naturalmente, no se mantendrá si su muestra tiene una edad precisa como un cúmulo de estrellas, por ejemplo). Conociendo la probabilidad de obtener una estrella dada en la secuencia principal y convirtiéndola en números para, digamos, un millón de estrellas, podría saber cuántas gigantes rojas esperaría encontrar además de este millón de estrellas.

Tenga en cuenta que, una vez más, este razonamiento sólo sería válido para las estrellas cuya edad es muy pequeña en comparación con la edad del universo (por ejemplo, estrellas bastante masivas).

Apéndice

Los modelos se basan en la física estelar que debería representar bastante bien lo que sucede en las estrellas reales (ver, por ejemplo , el artículo de Eggleton que escribió el código en el que se basa EZ-web). Encontrará algunas cosas interesantes en la página de inicio de BaSTI, incluidas las entradas bibliográficas que está buscando. Finalmente, se ha realizado una extensa comparación con datos experimentales para asegurar que los modelos estelares reproduzcan algunas características reales, por ejemplo, con los datos de Hipparcos en la Vía Láctea (un ejemplo muy simple en la página 30 de esta tesis doctoral ) o con cúmulos estelares (que son casi isócronas, que es una distribución de estrellas que tienen todas la misma edad, ver también isócronas BaSTI para más detalles)

Gracias; esto es algo muy interesante (no es un ángulo sobre el problema que había considerado antes), pero es una vía que tendría que explorar un poco más antes de poder aceptarlo como una respuesta. Sin embargo, me pregunto cómo se validan estas fórmulas y simulaciones; seguramente parte de esto debe ser por comparación de las clasificaciones estelares predichas contra las observadas. Si es así, lo que realmente quiero encontrar son los datos basados ​​en la observación utilizados para validar los modelos, en lugar de los modelos (o la ingeniería inversa de los datos de los modelos). De todos modos, espero profundizar en esto un poco más en las próximas semanas/meses.
Esta es solo una parte de la respuesta. También necesita saber la frecuencia relativa de las masas de nacimiento.

Esto podría ayudar. Es un diagrama de Hertzsprung Russell creado para las 1000 estrellas más cercanas al Sol, según el 3er catálogo de estrellas cercanas de Gliese y Jahreiss (1991 http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?V/ 70A ). Lo he etiquetado con tipos espectrales.

Aunque este catálogo ahora está un poco anticuado y ahora hay catálogos (más pequeños) de estrellas muy cercanas que son más completos, todavía proporciona un censo bastante bueno de las proporciones relativas de estrellas en el disco de nuestra Galaxia cerca del Sol.

Los resultados de wikipedia a los que se refiere coinciden bastante bien con las estrellas de la secuencia principal que dominan esta trama. Alrededor del 6% de la muestra son enanas blancas, aunque este podría ser un límite inferior porque el catálogo de Gliese y Jahreiss se vuelve demostrablemente incompleto para una magnitud V absoluta superior a 11. Menos del 1% de la muestra son (sub)gigantes evolucionados. No hay gigantes rojas (tipo M), por lo que su tasa de ocurrencia debe ser menor que unas pocas en mil. Es difícil proporcionar un censo más grande porque es difícil estimar la distancia a las estrellas fuera de la vecindad solar.

En poblaciones más distantes (bulbos, cúmulos globulares, etc.) los problemas pueden ser a la vez más fáciles y más difíciles. A menudo, puede asumir que todas las estrellas que está mirando están más o menos a la misma distancia, pero tiene problemas con la contaminación y también que simplemente no puede ver las estrellas débiles. La combinación de tipos espectrales depende de (i) la distribución inicial de masas de las estrellas nacidas en estos entornos y (ii) la distribución por edades de la población (y también, en menor medida, de la composición química). Existe alguna evidencia de que las distribuciones de masa iniciales varían en el bulbo y en los cúmulos globulares de las del disco, y las distribuciones de edad son ciertamente diferentes. Pero la afirmación de que la gran mayoría de las estrellas están en la secuencia principal y tienen una masa mucho menor que la del Sol sigue siendo cierta.

La nueva misión de astrometría del satélite Gaia (primeros resultados dentro de unos 2 años) resolverá muchas de estas preguntas porque medirá la distancia a mil millones de estrellas con V < 20 .

[Un apéndice, a la luz del comentario del autor de la pregunta:

Entiendo que el interés está en simular la apariencia de la Galaxia o al menos representar su luz a granel. Para hacer esto, un procedimiento de modelado podría ser la mejor manera de hacerlo, pero usando un modelo que haya sido bien probado contra poblaciones en nuestra propia Galaxia. Se me ocurren un par de posibilidades.

El primero es "Trilegal" - ver Girardi et al. (2005) http://adsabs.harvard.edu/abs/2005A%26A...436..895G - que simulará la fotometría para cualquier campo estelar combinando funciones de masa, distribuciones de edad y modelos evolutivos estelares para proporcionar Monte-Carlo Diagramas de recursos humanos como el de mi foto.

El segundo es el modelo Besancon Galaxy. Nuevamente, esto ofrece la posibilidad de generar diagramas de recursos humanos modelo y posiblemente sea algo con lo que podría progresar más, ya que ofrecen una interfaz web. También muestran algunas imágenes falsas de Galaxy generadas a partir del modelo, lo que supongo que está muy cerca de lo que estás tratando de hacer...

http://model.obs-besancon.fr/

apéndice final]

Un diagrama HR para las 1000 estrellas más cercanas al Sol de Gliese y Jahreiss (1991).

¡Gracias, gran cosa! Lo que me interesa particularmente es la frecuencia relativa de los gigantes fuera de secuencia, ya que tienen un enorme impacto en la apariencia visual de las poblaciones estelares simuladas, por lo que es importante hacerlo bien. La trama es tentadoramente cercana a algo que podría convertirse directamente en una tabla de probabilidades... ¡si tan solo hubiera (muchas) muestras más! Parece que tendré que esperar un tiempo para eso, pero esto ciertamente me da una idea de cuántos valores atípicos fuera de la secuencia principal hay realmente y qué tipo de números probar para ellos.
@timday: vea mi apéndice, supongo que esto es precisamente lo que necesita, aunque es posible que deba comunicarse con las personas relevantes si desea simular otras galaxias.
Gracias, se ven muy prometedores. Sí, estoy pensando en resucitar algunas cosas de simulación que hice hace años, por ejemplo, bottlenose.demon.co.uk/galactic/output1/index.htm (también bottlenose.demon.co.uk/galactic/nebula/index.htm fue bastante divertido ) pero es un poco lento (demasiados proyectos, muy poco tiempo...)
Probablemente reemplazado ahora por Gaia DR2.
¿Cuál es la frecuencia de aparición de clasificaciones estelares fuera de la secuencia principal de recursos humanos?
RespuestasAquíPolítica de privacidad1y, 1v