Распределение звезд в галактике по спектральным классам

[Cellard]

Меня интересует функция распределения звезд в галактике по спектральному классу.

Возможно где-то эта информация уже есть... Очень не хочется пробегать через все доступные каталоги с regexp 

[dims]

А это не то же самое, что классическая диаграмма Герцшпрунга-Рассела?

[Cellard]

Ну вообще - да. Но глядя на диаграмму Г-Р можно только составить впечатление о распределении... Более или менее точные цифры где найти?

И еще... Нигде не могу найти статистику о массах звезд. В каталогах не вижу. Плохо смотрю?

[polar]

Ну вообще - да. Но глядя на диаграмму Г-Р можно только составить впечатление о распределении... Более или менее точные цифры где найти?

И еще... Нигде не могу найти статистику о массах звезд. В каталогах не вижу. Плохо смотрю?

Массы звезд сколь-нибудь точно определяются только в двойных.
Это не очень большая статистика.
Потом, на основании "полученного пыта", можно примерно определять массы по спектрам.

Потом, люди строят распределения масс.
По сути, если вас просто интересует распределения масс, то можно взять т.н. салпитеровскую (иногда пишут "солпитеровскую") функцию масс.

Так что уточните, что вам надо

а) что-то типа аналитической формулы дл яраспределения
б) максимальное количество данных по определениям масс и спектральных классов.
в) зорошую выборку данных по саммас или спектральным классам (ясно, что хорошая выборка может быть только для достаточно близких объектов, для всей галактики вы такого не получите)

[Cellard]

В целом моя задача такова: написать функцию, которая бы генерировала звезды со случайными параметрами, так, чтобы распределение звезд созданных этой функцией в целом совпадало с распределением "настоящих" звезд по всем параметрам. По кратности тоже.

Грубо говоря, диаграмма Г-Р для звезд созданных этой функцией должна быть похожа на настоящую. Это цвет, температура, светимость и абсолютная величина. Отсюда, зная расстояние до звезды, можно вывести видимую величину. С этим вроде все неплохо. Статистика большая.
Вот с массой пока не все ясно. То есть понятно, что масса отражается на диаграмме Г-Р, но каких либо точных цифр я пока найти не смог. Где можно узнать, какие предельные массы могут быть у звезд конкретного спектрального класса? Да, с салпитеровской функцией распределения я знаком, но ведь по ней это нельзя(?) аппроксимировать.
Мне бы просто узнать, какая min/max масса допустима у классов от I до VII. Хотя, предполагаю, что, например, у A2III и M2III предельные массы не совпадают.

Что касается кратности, то хотелось бы знать, есть ли какие то ограничения или в кратной системе может оказаться любая звезда? И распределение по кратности нашел лишь приблизительное: половина звезд - двойные (кратные). Есть ли более конкретные цифры?

P.S. А как обозначаются черные дыры, нейтронные звезды? Каков их процент?
Простите все эти вопросы. Мне они самому уже стали казаться дурацкими 

P.P.S. А еще про диаметр забыл. Вопрос такой же, какие предельные диаметры для классов.

[polar]

Нормальные вопросы.

А вот такой вопрос: по-ангийски читаете?
Вообще, то что вы хотите сдлеать является стандартной задачей для моделей популяционного синтеза
(http://ru.arxiv.org/abs/astro-ph/0411792).

Посмотрите такой обзор, там про многие распределения понятно написано
http://xray.sai.msu.ru/~mystery/articles/review/

С одной стороны, данных-то много,
с другой.... Если вы моделируете целую Галактику, то постановка задачи обычно упрощается.
Половина звезд в двойных - хорошее предположение.
Для распределения по массам - Салпитер. Ну, спектральные классы у вас тогда сами вылезут (в литературе даже на русском и в Сети можно много найти по соответствиям масс и классов - посмотрите Физику космоса на астронете).

[Cellard]

По английски очень даже читаю.

За ссылки огромное спасибо.

[Дмитрий Вибе]

Еще про двойственность.

https://astronomy.ru/forum/index.php/topic,13074.0.html

[Cellard]

Со страшной силой зачитал astronet, что породило новые, более конкретные вопросы.

Итак, количественное распределение:

на 10 млн. красных карликов приходится ок. 1 млн. белых карликов, примерно 1000 гигантов и только одна З.-сверхгигант

Получается, что 89% звезд лежит на ГП, а 10% карлики... Не более 1% гигантов. "Рекламные" изображения диаграммы Г-Р вводят в заблуждение, на них гигантов всегда много

Для распределения по классам на ГП я принял допущение, что количество звезд определенного класса линейно зависит от возраста класса. Получается, что 80% всех звезд  - звезды класса MxV. Так ли это?

Вообще, для звезд с ГП прекрасная статистическая информация:http://astronet.ru/db/msg/eid/FK86/stars (Табл. 1)
Но математика не самое мое сильное место... Ясно, что параметры класса есть его функция, но какая? Как ее вывести?

Как распределяются гиганты? Каких больше, красных или голубых? В каком соотношении? Какие у них массы? По каким четким критериям делить их на I, II и III? По всей физике они ведь одинаковы, просто светимости у них колоссально различаются...

Что такое субгиганты (IV)? Голубые субгиганты лежат практически на ГП. Значит ли это, что субгиганты - это звезды с ГП, у которых заканчивается водород и начинает гореть гелий и поэтому они тихонечко "поползли" наверх? Сколько их? Какие у них параметры?

По белым карликам, для простоты, я считаю, что они линейно распределены в пределах своих температур. Масса, ясное дело, не более 1,5 Ms.
Где находится класс VI (субкарлики)? Нигде ничего про этот класс найти не смог.

[Emil]

Субкарлики располагаются чуть ниже главной последовательности. От её звёзд они отличаются малым содержанием металлов.
Вот ещё по теме с астронета: http://www.astronet.ru/db/msg/1202877

[Cellard]

Спасибо, но мне еще до структуры пилить и пилить... С составом бы разобраться сначала.

[polar]

Со страшной силой зачитал astronet, что породило новые, более конкретные вопросы.

Итак, количественное распределение:

на 10 млн. красных карликов приходится ок. 1 млн. белых карликов, примерно 1000 гигантов и только одна З.-сверхгигант

Получается, что 89% звезд лежит на ГП, а 10% карлики... Не более 1% гигантов. "Рекламные" изображения диаграммы Г-Р вводят в заблуждение, на них гигантов всегда много

Для распределения по классам на ГП я принял допущение, что количество звезд определенного класса линейно зависит от возраста класса. Получается, что 80% всех звезд  - звезды класса MxV. Так ли это?

Вообще, для звезд с ГП прекрасная статистическая информация:http://astronet.ru/db/msg/eid/FK86/stars (Табл. 1)
Но математика не самое мое сильное место... Ясно, что параметры класса есть его функция, но какая? Как ее вывести?

Как распределяются гиганты? Каких больше, красных или голубых? В каком соотношении? Какие у них массы? По каким четким критериям делить их на I, II и III? По всей физике они ведь одинаковы, просто светимости у них колоссально различаются...

Что такое субгиганты (IV)? Голубые субгиганты лежат практически на ГП. Значит ли это, что субгиганты - это звезды с ГП, у которых заканчивается водород и начинает гореть гелий и поэтому они тихонечко "поползли" наверх? Сколько их? Какие у них параметры?

По белым карликам, для простоты, я считаю, что они линейно распределены в пределах своих температур. Масса, ясное дело, не более 1,5 Ms.
Где находится класс VI (субкарлики)? Нигде ничего про этот класс найти не смог.

Конечно, в Галактике гигантов не так уж много, но
1. В самом деле на иллюстративных диаграммах просто показывают все
2. Гиганты лучше видны, поэтому можно сделать такую выборку, где будут вообзе одни гиганты.
3. Можно найти скопления, где много гигантов (просто возраст так совпал).

[Cellard]

Богатый табличный материал, интерполяция Лагранжем и вот что получилось. Я в целом доволен... Для модели неплохо. Большое спасибо за наставления.

[hele]

Извините, а почему нет белых гигантов?

[bob]

Извините, а почему нет белых гигантов?

Потому, что световое давление поддерживает звезду в равновесии с её гравитацией. А энергия и цвет растут с ростом температуры. Поэтому, грубо говоря, чем тяжелее звезда, тем она обязана быть энергичнее, чтобы не подвергнуться коллапсу, тем ближе её спектральный класс к голубому гиганту. Исключения из этого правила (красные и жёлтые гиганты) связаны с астрофизической конкретикой, не описываемой прямолинейно чернотельным излучением. Например, красный гигант представляет собой, в сущности, "недозрелый" белый карлик, окружённый протяжённой очень разреженной атмосферой, край которой так далёк от центра, что его температура остаётся незначительной. Это крайне неточное, приближённое описание, но я пытаюсь донести идею, от которой можно оттолкнуться. Вообще, такая звезда обречена, и в конце концов подвергается коллапсу. Так что существуют " несчастные гиганты-дикари, красные снаружи, белые внутри". А чисто белых не может быть, потому что протяжённая атмосфера не может обладать высокой температурой, дающей белый цвет. А белая звезда такого большого размера и массы лишилась бы паритета между излучением и гравитацией.

[Дмитрий Вибе]

Потому, что световое давление поддерживает звезду в равновесии с её гравитацией.

И еще газовое давление ее поддерживает...

[bob]

Естественно. Кажется, наконец, описали.
Да, фразу " протяжённая атмосфера не может обладать высокой температурой, дающей белый цвет" уточню: может, но только один раз - в момент взрыва, если температура и излучение необратимо превысили действие гравитации.

[hele]

По-моему, все-таки существуют гиганты классов В,А.
Нет под рукой справочника, чтобы назвать их.
А на приведенной диаграмме их нет.

[bob]

По-моему, все-таки существуют гиганты классов В,А.
Нет под рукой справочника, чтобы назвать их.
А на приведенной диаграмме их нет.

Существуют, конечно, большие звёзды А-класса. В том смысле, что "нормальные" белые звёзды, кроме белых карликов, больше Солнца. Я имел в виду, что белая звезда, в среднем, не может быть больше голубой. То есть, сравниться с голубым или красным гигантом по размерам она не может. О,В-звёзды - все гиганты, без исключений. К ним и относится термин "голубые гиганты".

[HAL10000]

У меня похожий впорос: существует ли информация (сводная таблица), где отображена зависимость абсолютного кол-ва (в шт., а не в %) звёзд в нашей галактике (хотя бы в главной последовательности) от их спектрального класса?