Почему почти не видно красных гигантов околосолнечной массы?

[ElectricDrive]

Сейчас на главной последовательности звёзд массой меньше Солнца больше, чем более тяжёлых. Также в более лёгких звёздах реакции идут медленнее, чем в более тяжёлых (как минимум это справедливо для диапазона масс 0,5...5 M☉). Но в легкодоступном списке звёзд в радиусе 75 св.л. все 11 красных гигантов тяжелее Солнца с диапазоном масс 1,1...2,6 M☉. Так же есть ещё около 20 субгигантов, среди которых лишь 1 2 могут быть легче Солнца.
С чем связано такое отличие в распределении масс гигантов и субгигантов по сравнению с главной последовательностью?
1. Неполная база (для выбранного объёма), а следовательно по ней нельзя делать выводы?
2. ~8...10 млрд. лет назад звёзд массой ~1,1...1,2 M☉ родилось меньше, чем ~3...4 млрд. лет назад массой ~1,6...2 M☉? То есть уже ~6...8 млрд. лет назад распределение масс на главной последовательности сильно отличалось от настоящего?
3. Звёзды солнечной массы и меньше в состоянии субгигантов и гигантов проводят времени значительно меньше, чем более тяжёлые?

[Pphantom]

Все проще. Время жизни звезды с массой, равной солнечной, на главной последовательности составляет около 10 млрд.лет. Если масса звезды $\lesssim 0.8\,\mathfrak{M}_\odot$, то время жизни на ГП у нее будет больше возраста Вселенной. Соответственно, маломассивные красные гиганты просто не могли появиться в природе. Более того, сейчас возраст Галактики примерно совпадает со временем жизни на ГП звезды с солнечной массой, так что в современную эпоху только-только должны начать появляться красные гиганты той же массы.

[ElectricDrive]

Не получается у меня проще. То, что более 10...12 млрд.лет назад почти не было галактики, а звёзды были в основном большие, — я знаю, но в данном случае я хочу разобраться со значительно более поздним периодом.
Масса красного гиганта должна быть немного меньше начальной массы звезды. Например в радиусе 75 св.лет самый маломассивный красный гигант (из найденных в сети) имеет массу $ 1,02...1,12\,\mathfrak{M}_\odot$ и возраст 6...8,5 млрд.лет, что соответствует начальной массе $ 1,2...1,3\,\mathfrak{M}_\odot$ (предполагая квадратичную зависимость времени жизни звезды от её массы и время жизни Солнца ~12 млрд.лет). А возраст остальных 10 — меньше 5,5 млрд.лет. Почему красных гигантов возрастом 5...8 млрд.лет намного меньше, чем возрастом 2...5 млрд.лет? Мои 3 варианта, написанные в предыдущем сообщении, остаются.

Существуют ли каталоги ближайших (до 200 св.лет) звёзд с уже рассчитанными массами, радиусами и возрастом? Или хотя бы со всеми прямо измеримыми параметрами, позволяющими посчитать радиус и массу,: отн.зв.величина, параллакс, температура, красное смещение, скорость относительно Солнца?

[Pphantom]

ElectricDrive в сообщении #1224989 писал(а):

Почему красных гигантов возрастом 5...8 млрд.лет намного меньше, чем возрастом 2...5 млрд.лет?

Потому что близкие звезды находятся в диске Галактики, где звездообразование происходило (и происходит) не только при образовании Галактики.

ElectricDrive в сообщении #1224989 писал(а):

Существуют ли каталоги ближайших (до 200 св.лет) звёзд с уже рассчитанными массами, радиусами и возрастом? Или хотя бы со всеми прямо измеримыми параметрами, позволяющими посчитать радиус и массу,: отн.зв.величина, параллакс, температура, красное смещение, скорость относительно Солнца?

С результатами наблюдений - да. Например, каталог(и) близких звезд Глизе. Модельно-зависимые величины придется считать.

[ElectricDrive]

Спасибо за ответы.

Для простого расчёта радиуса $R$ звёзды (которую можно считать абсолютно чёрным телом) на расстоянии $S$ достаточно знать 3 прямо измеряемых параметра: параллакс $p$, видимую удельную по площади мощность приходящего ЭМИ $\left (j= \frac{P}{A} \right )_{\text{видимое}} $ и его температуру $T$ :

$$R=\sqrt{\frac{j_{\text{видимое}}}{j_{\text{поверхности}}}}\cdot S=\sqrt{\frac{j_{\text{видимое}}}{\sigma \cdot T^{4}}}\cdot \frac{1\cdot \left [ \text{а.е.} \right ]}{2\cdot p}$$

Pphantom в сообщении #1224999 писал(а):

С результатами наблюдений - да. Например, каталог(и) близких звезд Глизе.

Но в каталоге Gliese нет удельной мощности и температуры. А ведь прибор должен измерять именно мощность ЭМИ, а не звёздную величину (присутствующую в каталоге), которая уже является рассчитываемой величиной, и температуру, а не спектральный класс (присутствующий в каталоге), который определяется по температуре и другим наблюдаемым данным. То есть в каталоге уже обработанные данные или я совсем всё неправильно понимаю ?

А для расчёта массы ещё и красное смещение нужно, которого не смог удивить в этом каталоге.

[Pphantom]

ElectricDrive в сообщении #1225295 писал(а):

Но в каталоге Gliese
нет удельной мощности и температуры. А ведь прибор должен измерять именно мощность ЭМИ, а не звёздную величину (присутствующую в каталоге), которая уже является рассчитываемой величиной, и температуру, а не спектральный класс (присутствующий в каталоге), который определяется по температуре и другим наблюдаемым данным. То есть в каталоге уже обработанные данные или я совсем всё неправильно понимаю ?

Совсем неправильно. Если вкратце, то Вы путаете наблюдаемые данные с тем, что по ним можно вычислить, причем практически "с точностью до наоборот".

ElectricDrive в сообщении #1225295 писал(а):

А для расчёта массы ещё и красное смещение нужно, которого не смог удивить в этом каталоге
.

Э... что?!

[ElectricDrive]

Pphantom в сообщении #1225342 писал(а):

ElectricDrive в сообщении #1225295 писал(а):

А для расчёта массы ещё и красное смещение нужно, которого не смог удивить в этом каталоге
.

Э... что?!

При гравитационном красном смещении $z\ll 1$ масса $M$ тела радиусом $R$ будет

$$M\approx z\cdot \frac{c^{2}\cdot R}{G}$$

Конечно, будет ошибка, связанная с движением звезды относительной Солнца, но она должна быть незначительной, так как на поверхности большинства красных гигантов 2-ая косм.ск. почти на порядок больше взаимной скорости движения большинства соседних звёзд. Тем более, что в приведенной базе есть скорости звёзд, которые можно учесть для расчёта гравитационного красного смещения по видимому смещению спекта.

Или Вы можете предложить другой способ расчёта массы одиночной звезды без модели её строения?

[Pphantom]

ElectricDrive в сообщении #1225356 писал(а):

Или Вы можете предложить другой способ расчёта массы одиночной звезды без модели её строения?

По спектральным наблюдениям можно получить ускорение свободного падения в фотосфере и эффективную температуру. Если при этом известна болометрическая видимая звездная величина (с поправкой на поглощение) и расстояние, то в общем-то этого достаточно.

А вот гравитационное красное смещение в подобной ситуации - штука совершенно ненаблюдаемая. Есть взять красный гигант солнечной массы, его гравитационный радиус, как известно, 3 км, а радиус фотосферы - доли а.е. Соответственно, это означает, что $z \sim 10^{-7}$. При наблюдениях в оптике нужно будет обнаруживать систематический сдвиг спектра на $\sim (10^{-4} \div 10^{-3}) \mathring{A}$, что нереально.

[ElectricDrive]

Массы небесных тел (методы определения)

Цитата:

Ещё один метод оценки массы звезды связан с измерением гравитац. красного смещения спектр. линий в её поле тяготения.

Pphantom в сообщении #1225362 писал(а):

По спектральным наблюдениям можно получить ускорение свободного падения в фотосфере

Можете уточнить детали, название метода или ссылку на него?

[Pphantom]

ElectricDrive в сообщении #1225400 писал(а):

Можете уточнить детали, название метода или ссылку на него?

По этой ссылке его нет. Названия у него тоже нет, с ссылкой... даже не знаю, тут все и так вполне очевидно, не думаю, что это кто-то где-то специально описывал. Собственно, попробуйте итоговое выражение сами вывести (мне сбежать от компьютера на пару часов надо), если не получится, я напишу вывод. По условию мы знаем годичный параллакс звезды $\pi$, ее эффективную температуру $T$, ее болометрическую видимую звездную величину $m$ и ускорение силы тяжести на ее поверхности $g=G\mathfrak{M}/R^2$.

[ElectricDrive]

Pphantom в сообщении #1225407 писал(а):

По условию мы знаем ... и ускорение силы тяжести на ее поверхности

Откуда мы его знаем? Мой вопрос был связан лишь с нахождением ускорения.

Pphantom в сообщении #1225407 писал(а):

тут все и так вполне очевидно

Если знать ускорение, то согласен — очевидно.

[Pphantom]

ElectricDrive в сообщении #1225431 писал(а):

Откуда мы его знаем? Мой вопрос был связан лишь с нахождением ускорения.

Хорошо. Тут все заметно сложнее, однако общую идею можно изложить и так.

Когда мы наблюдаем какую-либо спектральную линию, мы, грубо говоря, получаем информацию о физических условиях на разных глубинах в фотосфере - чем больше поглощение на данной длине волны, тем выше находится соответствующая область. Соответственно, профили линий содержат информацию об изменении условий с высотой и, в частности, об изменении давления. Зная ее и уравнение гидростатического равновесия, можно найти ускорение свободного падения.

[ElectricDrive]

Есть ли каталоги, в которых уже рассчитано ускорение? Например,

ElectricDrive в сообщении #1225295 писал(а):

в этом каталоге.

не нашёл.

[Pphantom]

Сомневаюсь. Само по себе оно мало кому нужно, обычно, если уж этим занимались, в качестве результата выдается масса и радиус (благо пересчет обратно тривиален).

[Munin]

ElectricDrive в сообщении #1225400 писал(а):

Массы небесных тел (методы определения)

Цитата:

Ещё один метод оценки массы звезды связан с измерением гравитац. красного смещения спектр. линий в её поле тяготения.

Это скорей всего не об обычных звёздах (ГП и выше), а о белых карликах. Не знаю, относится ли это к нейтронным звёздам :-)