银河系中亮度等级的频率分布是多少？

我正在研究一个游戏概念，它对真实的恒星类别和亮度进行了一些温和的模拟。特别是，我想大致模拟银河系中恒星的类和光度的一般频率。

包括Wikipedia关于恒星分类的条目在内的一些资料显示了一个图表，其中包括频谱分类的频率分布：OBAFGKM分类。这样很好

我遇到的麻烦是，除了Yerkes光度类别外，任何与该频率分布图相似的频率分布图：Ia +，Ia，Iab，Ib，II，III，IV，V，亚矮星和矮星。我有一个Hipparcos数据库的副本，该数据库包含一个“光谱类型”字段，但是它是高度不连贯的文本。不过，我仍然可以编写一些代码来解析该字段中的值，以尝试大致了解这116,000颗恒星中的光度类别……但是我有点困惑，因为在Internetland上似乎还没有这样的图表。（要么，要么我的搜索能力比平常弱。）

如果有人能指出我上面提到的亮度类别的频率分布图，或者提出一种合理的简单方法自己计算这些值，我将不胜感激。

编辑：出于好奇，我继续从Hipparcos数据集中对光谱字段进行了简单的解析。

在116472行中，只有56284行（不到一半）在“光谱”字段中提供了亮度等级数据。那些56284行以这种方式分解：

Ia0 16 0.03％
Ia 241 0.43％
Iab 191 0.34％
IB 694 1.23％
我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％

注意：大约1000+行给出了亮度等级的“或”或“或”值（例如，“ M1Ib / II”）。在这些情况下，我只计算了提供的第一个值。与计算两个亮度等级相比，这可能会使结果稍微偏斜。

我只是想知道我的琐碎分析是如何比较的，我仍然很想知道是否有人为发光度类生成或定位了类似的频率表。

star milky-way luminosity

— 巴特·斯图尔特
source

我认为一个有趣的想法可能已经在某处进行了研究。但仅需评论一下，我认为这个问题将面临严重的选择偏见。我不确定您的Hipparcos样本到底包含什么，但是请记住，更明亮的星星更容易看到。因此，作为示例，您可能需要做的只是将列表缩小到足够近的那些恒星，如果它们小于最暗的恒星，您仍然可以看到它们。这样，样本将更接近“完整”，并且不会因缺少看不见的星星而产生偏差。

— 沃里克

谢谢@沃里克，我同意。Hipparcos数据集的确只覆盖了极少数的恒星，并且偏向地球附近的恒星。因此，如果给出亮度等级的大约50,000颗恒星不是代表性样本，我并不感到惊讶。好消息是，2013年启动的盖亚飞行任务最终有望提供10亿颗恒星的类似数据-仍然仅是银河系的1/100，但有了很大改进。同时，我正在处理需要处理的内容。;）

— 巴特·斯图尔特

嗯...我还不太清楚他从哪里得到他的数字，但是维基百科上该表的参考中有一张表（表1），其中列出了不同恒星类型的相对频率。如果仅将恒星计数归类为绝对大小的函数，我想您可以确定亮度等级的相对频率。

— 沃里克

我开始写一个答案，但意识到，Hipparcos目录无法做到这一点。由于@Warrick指出了偏见，因此您的表非常不正确。巨人是罕见的，超巨星是superrare。这仅仅是这些相的相对寿命和经过它们的恒星质量的函数。Hipparcos几乎不包含任何M个小矮人，它们是数量最多的对象。粗略估计将是1-2％的巨人，也许超级巨人少100倍。

— 罗布·杰弗里斯

@BartStewart巨人百分比来自您在本地样本中看到的已演化恒星数量（1％）。请参阅iopscience.iop.org/article/10.1088/0143-0807/24/2/303超巨星的数字仅是基于> 10个太阳质量恒星的相对稀疏性和AGB相的短暂性的推测。

— 罗布·杰弗里斯

Answers:

这是您对Hipparcos数据“正确”执行的操作。正如沃里克正确指出的那样，您在问题中所做的工作在很大程度上偏向于巨型和超巨型恒星，而恒星实际上只占极少数恒星。

您必须形成数量有限的样本。为此，请按距离（1 /视差）对星星进行排序，然后选择一个截止点。您的样本将始终是不完整的，但是距离的截止距离越大，则其越不完整，并且对于更多固有发光的恒星来说将变得不完整。

$>10$

编辑：这再次激起了我的兴趣，所以我有一个基于两部分的过程的实用（近似）解决方案。第一部分涉及我写的一篇论文（实际上是一个大学实验），该论文基于距太阳最近的1000颗恒星（来自Gliese＆Jahreiss目录CNS3）。该样本大致完成到中型M-矮星，因此我所说的所有内容以及给出的结果仅适用于质量更大的恒星样本。

如果您查看这个数量有限的附近1000颗恒星的样本，则可以立即说出银河系磁盘中不同类型恒星的相对数量（说些有关Galaxy中其他地方恒星的东西充满了更多不确定性）。下面显示了一个色度图表，从中我们看到：

太阳是最亮的恒星之一-比其他恒星的95％亮。

$M_{\odot}$

人口中只有0.9％是巨人。其原因是，只有一小部分恒星足够重，足以在银河系的生命中演化为巨人。但是一旦它们到了那里，它们的生命周期就比主序阶段要短，而且大多数都变成了白矮星（见上文）。

在主要序列和白矮星之间，有少量物体，也许是0.5％，可以归类为亚矮星。

$\sim 0.2M_{\odot}$

$M_V<4.5$

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

— 罗布·杰弗里斯
source

“在紧邻的太阳附近没有非常大的恒星或超巨星。这是因为它们非常稀有。” 我只是想知道，最近的大质量或超巨星是什么？也许是槟榔？

— Fattie

在Sco Cen中大约有120个OB星，但是Betelgeuse是我认为最接近的超酷超级巨星，比这更远。@JoeBlow

— 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

$i$

您还需要弄清楚样本的来源。众所周知，银河系中的恒星总数随位置而异：

目前，星系被认为包含两个或三个发光种群（例如Wyse 1992）。薄盘和恒星光环对应于Baade's Pop。我和我分别。仍存在争论的是厚磁盘的存在，它可能对应于某些其他磁盘星系中的厚磁盘。

如果将研究限制在单个星团上，您甚至可以发现它的年龄。构造Hertzsprung-Russell（HR）图，沿一个轴的光度沿其分布的双变量分布以及测量恒星从主序列中探出的位置是测量恒星团年龄的一种方法。

— 肖恩·莱克
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