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太阳附近恒星的密度分布可用于计算银河系内太阳距离处的物质（以恒星的形式）的质量密度 。 因此 ， 不仅从恒星统计的角度来看 ， 而且从银河动力学的角度来看 ， 它也很有趣 。 原则上 ， 密度分布可以通过积分恒星光度函数 。 在实践中 ， 由于暗端光度函数的不确定性和亮端的变化 ， 局部密度分布是简单推导出来的 ， 不同研究之间的最终结果也不一致 。 在太阳附近 ， 恒星密度可以通过对附近恒星的各种调查和对其完整性的估计来确定 。 例如 ， RECONS（附近恒星研究联盟）已经搜索了太阳 10 秒差距内的所有恒星 ， 并发现太阳附近的密度约为每立方光年 0.003 颗恒星 。 这恒星的密度分布可以与光度-质量关系以获得太阳附近的质量密度 ， 其中仅包括恒星而不包括星际物质 。 这个质量密度约为每立方光年 0.001 个太阳质量 。
【恒星的密度怎么观测以及变化】
各类恒星的密度分布
为了检查哪些类型的恒星对太阳附近的整体密度分布有贡献 ， 可以将各种统计抽样参数应用于恒星目录和列表 。 这种程序的结果总结在表 ， 其中列出了一些类型的物体 ， 并给出了以太阳为中心的适当体积上计算出的平均密度 。 最常见的恒星和对当地恒星质量密度贡献最大的恒星是红矮星 M (dM) 恒星 ， 每立方光年总共提供 0.0026 颗恒星 。 白矮星是比较重要的贡献者 ， 它们难以观测 ， 而且已知的很少 。
恒星密度的变化
超过 10 秒差距的更广泛的太阳附近的恒星密度并不完全均匀 。 最显着的变化发生在z方向 ， 在银河系平面的上方和下方 ， 其中数密度迅速下降 。 这将在下面单独考虑 。 这里处理的是平面内变化的更困难的问题 。 即使在考虑了星际吸收之后 ， 早期型恒星（即温度较高的恒星）的密度变化也很明显 。 例如 ， 对于早于 B3 型的恒星 ， 密度异常高的大型恒星群在几个星系经度上都很明显 。 事实上 ， 太阳似乎处于比周围环境稍低的密度区域 ， 早期的 B 星相对稀少 。 有一个明显的恒星群 ， 有时被称为仙后座 ， 其质心距离约为 600 光年 。 例如 ， 在距离超过 600 光年的英仙座方向上 ， 早期型 恒星的缺陷是显而易见的 。 当然 ， 附近的恒星组合对于太阳附近的早期型恒星来说是惊人的密度异常 。 2000光年以内的早型恒星明显集中在负银河纬度 。 这是一种被称为“古尔德带” ， 是附近明亮恒星相对于银河平面在这个方向上的倾斜 ， 这是英国天文学家首先注意到的约翰赫歇尔在 1847 年 。 这种反常行为只发生在太阳附近；微弱的 B 星严格集中在银河赤道 。
一般来说 ， 太阳附近恒星密度的巨大变化对于晚型矮星（温度较低的那些）来说不如早期类型的那么明显 。 这一事实被解释为恒星轨道在较长时间间隔内混合的结果 ， 这些恒星主要是较晚光谱类型的恒星 。 年轻的恒星（O、B和A型）仍然靠近恒星形成的区域 ， 并且由于初始形成分布而表现出共同的运动和共同的集中 。 在这方面 ， 有趣的是 ， 银经 160° 至 210° 的 A 型恒星的浓度与通过21 厘米线辐射探测到的类似氢浓度一致. 一方面 ， 早型恒星的密度与星际氢的密度之间的相关性是显着的 ， 但不是固定的；有些区域存在中性氢浓度 ， 但没有发现异常恒星密度 。 上面讨论的变化主要是恒星密度的小尺度波动 ， 而不是在其他星系结构中如此引人注目的大尺度现象 。 从对外部星系的研究中可以清楚地看出 ， 自然界中存在的恒星密度范围是巨大的 。 例如 ， 附近中心的恒星密度仙女座螺旋星系已被确定为每立方光年等于 100000 个太阳质量 ， 而位于仙女座螺旋星系中心的密度小熊座矮椭圆星系每立方光年只有 0.00003 个太阳质量 。
恒星密度随z距离的变化
对于所有恒星 ， 银河平面上方和下方的恒星密度变化都随着高度而迅速减小 。 然而 ， 不同类型的恒星在这方面表现出截然不同的行为 ， 这种趋势是不同恒星种群中出现的恒星种类的重要线索之一.
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