Quelle est la distribution de fréquence des classes de luminosité dans la galaxie de la Voie lactée?

Je travaille sur un concept de jeu qui fait une légère simulation de classes stellaires et de luminosités réalistes. En particulier, je voudrais modéliser grossièrement les fréquences générales des classes et des luminosités des étoiles dans la Voie lactée.

Plusieurs sources, y compris l'entrée de Wikipedia sur les classifications stellaires, montrent un graphique qui inclut la distribution de fréquence pour la classification spectrale : la catégorisation OBAFGKM. Donc ça va.

Ce que j'ai du mal à trouver, c'est un tableau de distribution de fréquence similaire à celui-ci mais pour les catégories de luminosité Yerkes: Ia +, Ia, Iab, Ib, II, III, IV, V, sous-nain et nain. J'ai une copie de la base de données Hipparcos, qui contient un champ "Types spectraux", mais c'est un texte très incohérent. Pourtant, je pourrais écrire du code pour analyser les valeurs dans ce champ pour essayer d'obtenir un nombre approximatif de catégories de luminosité dans ces environ 116000 étoiles ... mais je suis un peu perplexe qu'aucun tel graphique ne semble exister déjà quelque part dans Internetland . (Soit cela, soit ma recherche-fu est plus faible que d'habitude.)

Si quelqu'un peut me montrer un graphique de la distribution de fréquence pour les catégories de luminosité mentionnées ci-dessus, ou suggérer un moyen raisonnablement simple pour moi de calculer ces valeurs moi-même, je l'apprécierais.

EDIT : Par curiosité, je suis allé de l'avant et j'ai fait ma propre analyse simple des champs spectraux de l'ensemble de données Hipparcos.

Sur 116472 lignes, seulement 56284 (moins de la moitié) ont fourni des données de classe de luminosité dans le champ Spectre. Ces 56284 rangées se sont ainsi décomposées:

Ia0 16 0,03%
Ia 241 0,43%
Iab 191 0,34%
Ib 694 1,23%
I 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%

Remarque: Environ 1000+ lignes ont donné une valeur soit / ou pour la classe de luminosité (par exemple, "M1Ib / II"). Dans ces cas, je n'ai compté que la première valeur fournie. Cela a probablement faussé légèrement les résultats par rapport au comptage des deux classes de luminosité.

Je suis toujours très curieux de savoir si quelqu'un d'autre a produit ou localisé un tableau de fréquences similaire pour les classes de luminosité, ne serait-ce que pour voir comment mon analyse très triviale se compare.

Voici comment vous le faites "correctement" pour les données Hipparcos. Comme Warrick le fait remarquer à juste titre, ce que vous avez fait dans votre question est massivement biaisé vers les étoiles géantes et supergéantes, qui forment en fait la très petite minorité d'étoiles.

Vous devez former un échantillon à volume limité . Pour ce faire, triez les étoiles par distance (1 / parallaxe) et choisissez un point de coupure. Votre échantillon sera toujours incomplet, mais plus votre distance sera coupée, plus il sera incomplet et il deviendra incomplet pour des étoiles plus intrinsèquement lumineuses.

$>10$

EDIT: Cela a piqué à nouveau mon intérêt, j'ai donc une solution pratique (approximative), basée sur un processus en deux parties. La première partie concerne un article que j'ai écrit (en fait une expérience de premier cycle) basé sur les 1000 étoiles les plus proches du Soleil (du catalogue CNS3 de Gliese & Jahreiss). Cet échantillon est à peu près complet jusqu'au milieu des naines M, donc tout ce que je dis et les résultats que je donne ne s'appliquent qu'à un échantillon d'étoiles plus massives que cela.

Si vous regardez cet échantillon limité en volume de 1000 étoiles proches, vous pouvez tout de suite dire quelque chose sur le nombre relatif de différents types d'étoiles dans le disque galactique (dire quelque chose sur les étoiles n'importe où ailleurs dans la Galaxie est rempli de beaucoup plus d'incertitude). Un diagramme couleur-magnitude est illustré ci-dessous, et à partir de cela, nous voyons que:

Le Soleil est parmi les étoiles les plus brillantes - plus brillantes que 95% des autres étoiles.

$M_{\odot}$

Seulement 0,9% de la population est géante. La raison en est que seule une petite proportion d'étoiles sont suffisamment massives pour avoir évolué en géants sur la durée de vie de la Galaxie. Mais une fois sur place, leur durée de vie est courte par rapport à la phase de séquence principale et la plupart sont devenues des naines blanches (voir ci-dessus).

Il existe une poignée d'objets, peut-être 0,5%, qui pourraient être classés comme sous-nains, entre la séquence principale et les nains blancs.

$\sim 0.2M_{\odot}$

$M_V<4.5$

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

$1/V_{\mathrm{max}}$$F_{\mathrm{min}}$$d_{\mathrm{max}}$

Vous devrez également déterminer d'où vient votre échantillon. Il est bien connu que la population d'étoiles dans la Voie lactée varie selon l'emplacement :

On pense que la galaxie contient actuellement deux ou trois populations lumineuses (par exemple Wyse 1992). Le disque mince et le halo stellaire correspondent à la Pop de Baade. I et II, respectivement. Il existe toujours un débat sur l'existence d'une population de disques épais qui pourrait correspondre aux disques épais observés dans certaines autres galaxies de disques.

Si vous limitez votre étude à une seule grappe d'étoiles, vous pouvez même découvrir son âge. Construire un diagramme de Hertzsprung-Russell (HR), une distribution bivariée sur laquelle la luminosité est le long d'un axe, et mesurer où les étoiles s'écartent de la séquence principale est une façon de mesurer l'âge d'un amas d'étoiles .