Me gustaría generar aleatoriamente entre 1 y 20 millones de estrellas para una galaxia espiral parecida a nuestra Vía Láctea. Esto es, por supuesto, mucho menos que nuestra galaxia (estimado entre 150 y 300 mil millones), pero me gustaría que se parezca a la nuestra en proporción. Generar las ubicaciones para que parecieran un patrón en espiral fue un poco desafiante desde el punto de vista de la geometría, pero creo que tengo esa parte resuelta.
Ahora viene la parte difícil. Me gustaría que esta galaxia tuviera una mezcla plausible de varios tipos/tamaños de estrellas. No será una simulación adecuada (por lo que puede haber características cercanas que no deberían estar cerca unas de otras) y estoy de acuerdo con eso. Pero me gustaría tener aproximadamente el número correcto de estrellas de neutrones, singularidades, enanas rojas y gigantes dentro de esta galaxia.
Algunas de estas cosas no están resueltas científicamente (cuántos planetas rebeldes flotan en el vacío intergaláctico, o hay estrellas de quark reales), pero parece que deberíamos tener estimaciones razonables para muchas de ellas.
Entonces, ¿qué son esos? Estoy buscando una distribución estadística de masas/radios estelares, color, tipos espectrales, temperaturas, etc. Idealmente, estos podrían variar según su distancia del centro galáctico, pero podría vivir sin eso si no existe.
¿Existe la información para lograr esto? De vez en cuando encuentro un comentario improvisado sobre cómo una gran fracción de la Vía Láctea está compuesta de enanas rojas apenas visibles, o que se estima que hay 100 millones de estrellas de neutrones dentro de MW. Pero estos rara vez proporcionan números/razones concretos.
En realidad, esta ha sido un área de intensa investigación durante décadas. Los astrónomos están bastante interesados en la distribución de masas estelares en una variedad de galaxias y cúmulos diferentes. La mezcla precisa que obtendrá, por supuesto, depende del entorno que elija; las galaxias con mayor contenido de metales producirán estrellas con mayor metalicidad. En general, sin embargo, puede elegir entre diferentes funciones de masa inicial o FMI. Un IMF es una función que te dice qué fracción de estrellas tienen una masa entre y , dónde es un tamaño de paso.
Como ejemplo, tome el famoso FMI Salpeter, uno de los primeros creados. El Salpeter FMI tiene la forma
El Salpeter IMF es simple y es genial como modelo de juguete. Las IMF más realistas, como la Kroupa IMF (que se usa con bastante frecuencia), son funciones por partes. También son leyes de potencia, pero el exponente es diferente en varios rangos de masa diferentes.
Si quieres jugar, he puesto un código en GitHub para que puedas jugar con un par de IMF (y generar poblaciones estelares por tu cuenta, con algo de aleatoriedad). Aquí hay una comparación de cómo se distribuyen las masas estelares, de acuerdo con los dos FMI que discutí anteriormente. El -eje muestra la fracción de estrellas con una masa menor que :
es una especie de límite superior arbitrario, pero en realidad cualquier población que sintetices contendrá solo una pequeña cantidad de estrellas con masas por encima de . es una opción inferior realista: es el límite entre las estrellas y las enanas marrones.
¿ Cómo se comparan con los números de L.Dutch ? Usando algunas tablas de rango de masas estelares , encontré que Salpeter IMF predijo 93.1% estrellas M, 3.03% estrellas K y 0.926% estrellas G; El FMI de Kroupa predijo 68,1 % de estrellas M, 13,6 % de estrellas K y 4,2 % de estrellas G. El modelo Kroupa parece ser más realista, como era de esperar; ¡después de todo, a Salpeter se le ocurrió su FMI en 1955!
Un par de cosas a tener en cuenta:
Hoy mismo la NASA, en su APOD diario , ha publicado la siguiente imagen
acompañado del siguiente título
La zona Goldilocks es la zona habitable alrededor de una estrella donde no hace demasiado calor ni demasiado frío para que exista agua líquida en la superficie de los planetas en órbita. Esta intrigante infografía incluye tamaños relativos de esas zonas para estrellas G amarillas como el Sol, junto con estrellas enanas K naranjas y estrellas enanas M rojas, ambas más frías y más débiles que el Sol. Las estrellas M (arriba) tienen zonas Goldilocks pequeñas y cercanas. También se ve que viven mucho tiempo (100 mil millones de años más o menos) y son muy abundantes, constituyendo alrededor del 73 por ciento de las estrellas de la Vía Láctea. Aún así, tienen campos magnéticos muy activos y pueden producir demasiada radiación dañina para la vida, con una irradiación de rayos X estimada en 400 veces la del Sol en calma. Las estrellas G similares al Sol (abajo) tienen grandes zonas Goldilocks y son relativamente tranquilas, con bajas cantidades de radiación dañina. Pero solo representan el 6 por ciento de las estrellas de la Vía Láctea y tienen una vida mucho más corta. Sin embargo, en la búsqueda de planetas habitables, las estrellas enanas K podrían ser las adecuadas. No es muy raro que tengan 40 mil millones de años de vida, mucho más que el Sol. Con una zona habitable relativamente amplia, solo producen cantidades modestas de radiación dañina. Estas estrellas Goldilocks representan alrededor del 13 por ciento de las estrellas de la Vía Láctea.
Para resumir:
Alejandro
Juan O.