Какова частота появления звездных классификаций вне главной последовательности HR?

Вы можете воспользоваться такими инструментами, как EZ-web, или интерполяционными формулами, такими как Hurley, Pols и Tout 2000 , чтобы сделать вывод, сколько времени данная звезда (скажем, O-типа) проводит в заданном состоянии по сравнению со временем, проведенным в Главной последовательности. Например, инициалы$10M_\odot$звезда потратит около 25 миллионов лет на главную последовательность и только 3 миллиона лет, будучи красным гигантом, как вы можете видеть на следующем снимке, который я сделал во время моей докторской диссертации (по-французски, извините). Этап 1 - это основная последовательность, а этапы с 3 по 5 - это этапы различных гигантов.

_{(источник: rubyforge.org )} !

Таким образом, вы можете сделать вывод, что если вы нашли 25$10M_\odot$звезды на главной последовательности в вашей выборке, должно быть около 3 из них, являющихся красными гигантами в той же выборке (это рассуждение, естественно, не будет верным, если у вашей выборки есть какой-то точный возраст, например, звездное скопление). Зная вероятность попадания данной звезды на главную последовательность и переводя ее в числа, скажем, для миллиона звезд, вы могли бы узнать, сколько красных гигантов вы ожидаете найти вдобавок к этому миллиону звезд.

Обратите внимание, что, опять же, это рассуждение справедливо только для звезд, диапазон возрастов которых очень мал по сравнению с возрастом Вселенной (например, достаточно массивные звезды).

Приложение

Модели основаны на звездной физике, которая должна довольно хорошо отражать то, что происходит в реальных звездах (см., например , статью Эгглтона , который написал код, на котором основан EZ-web). На домашней странице BaSTI вы найдете кое-что интересное, включая библиографические статьи, которые вы ищете. Наконец, было проведено обширное сравнение с экспериментальными данными, чтобы гарантировать, что звездные модели воспроизводят некоторые реальные особенности, например, с данными Hipparcos о Млечном Пути (очень простой пример на странице 30 этой докторской диссертации ) или со звездными скоплениями (которые почти изохроны, то есть распределение звезд одинакового возраста, см. также изохроны BaSTI для более подробной информации)

Это может помочь. Это диаграмма Герцшпрунга-Рассела, созданная для 1000 ближайших к Солнцу звезд согласно 3-му каталогу ближайших звезд Глизе и Ярайсса (1991 г., http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?V/ ). 70А ). Я пометил его спектральными типами.

Хотя этот каталог сейчас немного устарел, и теперь есть (меньшие) каталоги очень близких звезд, которые являются более полными, он по-прежнему обеспечивает довольно хорошую перепись относительных пропорций звезд в диске нашей Галактики вблизи Солнца.

Результаты Википедии, на которые вы ссылаетесь, довольно хорошо совпадают со звездами главной последовательности, которые доминируют на этом графике. Около 6% выборки составляют белые карлики, хотя это может быть нижний предел, потому что каталог Глизе и Яхрейса становится явно неполным для абсолютной величины V, превышающей 11. Менее 1% выборки составляют эволюционировавшие (суб)гиганты. Красных гигантов (М-типа) не существует, поэтому частота их появления должна быть меньше нескольких на тысячу. Трудно обеспечить более крупную перепись, потому что трудно оценить расстояние до звезд за пределами солнечной окрестности.

В более удаленных популяциях (балдж, шаровидные скопления и т. д.) задачи могут быть одновременно проще и сложнее. Часто вы можете предположить, что все звезды, на которые вы смотрите, находятся более или менее на одном и том же расстоянии, но у вас есть проблемы с загрязнением, а также с тем, что вы просто не можете видеть слабые звезды. Сочетание спектральных классов зависит от (i) начального распределения масс звезд, рожденных в этих средах, и (ii) возрастного распределения населения (а также, в меньшей степени, от химического состава). Есть некоторые свидетельства того, что начальное распределение массы в балдже и шаровых скоплениях отличается от распределения в диске, и распределение по возрасту, безусловно, отличается. Но утверждение о том, что подавляющее большинство звезд находятся на главной последовательности и сильно взвешены до масс, намного меньших массы Солнца, по-прежнему верно.

Новая спутниковая астрометрическая миссия Gaia (первые результаты появятся примерно через 2 года) ответит на многие из этих вопросов, потому что она будет измерять расстояние до миллиарда звезд с$V<20$.

[Дополнение в свете комментария автора вопроса:

Я понимаю, что интерес заключается в моделировании внешнего вида Галактики или, по крайней мере, в представлении ее объемного света. Для этого наилучшим способом может быть процедура моделирования, но с использованием модели, которая была хорошо протестирована на популяциях в нашей собственной Галактике. Мне приходит в голову несколько возможностей.

Первый — «Trilegal» — см. Girardi et al. (2005) http://adsabs.harvard.edu/abs/2005A%26A...436..895G - который будет моделировать фотометрию для любого звездного поля, комбинируя функции масс, возрастные распределения и модели звездной эволюции для получения Монте-Карло. Диаграммы HR, как на моей картинке.

Вторая — модель Besancon Galaxy. Это снова дает возможность генерировать модельные диаграммы HR и, возможно, это то, с чем вы могли бы добиться большего прогресса, поскольку они предлагают веб-интерфейс. Они также показывают некоторые поддельные изображения Galaxy, созданные из модели, которые, я думаю, очень близки к тому, что вы пытаетесь сделать...

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

заключительное дополнение]