Начальная функция масс

Звездообразование

Классы объектов
Межзвездная среда Молекулярное облако Глобула Бока Темная туманность Молодой звездный объект Протостар Звезда до главной последовательности Т Тельца звезда Herbig Ae / Be звезда Объект Хербига – Аро
Теоретические концепции
Аккреция Начальная функция масс Джинсовая нестабильность Механизм Кельвина – Гельмгольца Небулярная гипотеза Планетарная миграция
v т е

В астрономии , то функция начальной массы ( МФМ ) является эмпирической функцией , которая описывает начальное распределение масс для популяции звезд. МВФ - результат процесса звездообразования . IMF часто задается как функция распределения вероятностей (PDF) для массы, при которой звезда входит в главную последовательность (начинается синтез водорода ). Затем функцию распределения можно использовать для построения распределения масс ( гистограммы звездных масс) популяции звезд. Она отличается от современной функции масс.(PDMF), текущее распределение масс звезд из-за эволюции и гибели звезд, которая происходит с разной скоростью для разных масс, а также из-за динамического перемешивания в некоторых популяциях.

Свойства и эволюция звезды тесно связаны с ее массой, поэтому ММП является важным диагностическим инструментом для астрономов, изучающих большое количество звезд. Например, начальная масса звезды является основным фактором, определяющим ее цвет , яркость и время жизни. При малых массах ММП устанавливает бюджет массы Галактики Млечный Путь и количество образующихся субзвездных объектов. При промежуточных массах ММП контролирует химическое обогащение межзвездной среды . При больших массах IMF устанавливает количество возникающих сверхновых с коллапсом ядра и, следовательно, обратную связь по кинетической энергии.

ММП относительно инвариантен от одной группы звезд к другой, хотя некоторые наблюдения предполагают, что ММП различается в разных средах. ^[1]^[2]^[3]

Форма МВФ [ править ]

Начальная функция масс

ММП часто выражается в терминах ряда степенных законов , где (иногда также представляемое как ) количество звезд с массами в диапазоне до указанного объема пространства пропорционально , где - безразмерный показатель степени. ММП можно вывести из современной функции светимости звезд , используя соотношение массы и светимости звезды вместе с моделью того, как скорость звездообразования меняется со временем. Обычно используемые формы МВФ - это степенной закон Краупа (2001) ^[4] и логнормальный закон Шабрие (2003). ^[5] ${\ Displaystyle Н (м) \ mathrm {d} м}$ ${\ Displaystyle \ xi (m) \ Delta m}$ ${\ displaystyle m}$ ${\ Displaystyle м + \ mathrm {d} m}$ ${\ displaystyle m ^ {- \ alpha}}$ ${\ displaystyle \ alpha}$

Солпитер (1955) [ править ]

ММП звезд более массивных, чем наше Солнце, был впервые количественно определен Эдвином Солпетером в 1955 году. ^[6] Его работа отдает предпочтение степени . Эта форма МВФ называется функцией Солпитера или МВФ Солпитера. Это показывает, что количество звезд в каждом диапазоне масс быстро уменьшается с увеличением массы. Функция начальной массы Солпитера равна ${\ displaystyle \ alpha = 2,35}$

{\ displaystyle \ xi (m) \ Delta m = \ xi _ {0} \ left ({\ frac {m} {M _ {\ odot}}} \ right) ^ {- 2.35} \ left ({\ frac { \ Delta m} {M _ {\ odot}}} \ right).}

где - масса Солнца , а - постоянная, относящаяся к местной плотности звезды. ${\ displaystyle M _ {\ odot}}$ ${\ displaystyle \ xi _ {0}}$

Миллер-Скало (1979) [ править ]

Более поздние авторы расширили работу ниже одной солнечной массы ( M ☉ ). Гленн Миллер и Джон М. Скало предположили, что ММП «сплющивается» (приближается ) ниже одной солнечной массы. ^[7] ${\ Displaystyle \ альфа = 0}$

Kroupa (2001) [ править ]

Павла Кроупа держали выше половины солнечной массы, но вводится между 0.08-0.5 М ☉ и ниже 0,08 М _☉ . ${\ displaystyle \ alpha = 2.3}$ ${\ displaystyle \ alpha = 1,3}$ ${\ displaystyle \ alpha = 0,3}$

{\ Displaystyle \ xi (м) = м ^ {- \ альфа},}

{\ displaystyle \ alpha = 0,3}

для

{\ displaystyle m <0,08,}

{\ displaystyle \ alpha = 1,3}

для

0.08<m<0.5,

\alpha =2.3

для

m>0.5

Шабрие (2003) [ править ]

Chabrier 2003 для отдельных звезд:

\xi (m)=0.158(1/(\ln(10)m))\exp[-(\log(m)-\log(0.08))^{2}/(2\times 0.69^{2})]

для

m<1,

\xi (m)=km^{-\alpha }

для

m>1,\alpha =2.3\pm 0.3

Chabrier 2003 для звездных систем (например, двойных):

\xi (m)=0.086(1/(\ln(10)m))\exp[-(\log(m)-\log(0.22))^{2}/(2\times 0.57^{2})]

для

m<1,

\xi (m)=km^{-\alpha }

для

m>1,\alpha =2.3\pm 0.3

Наклон [ править ]

Начальная функция масс обычно отображается в логарифмическом масштабе log (N) против log (m). Такие графики дают приблизительно прямые линии с наклоном Γ, равным 1-α. Поэтому Γ часто называют наклоном начальной функции масс. Современная функция масс для одновозрастного образования имеет такой же наклон, за исключением того, что она спадает при более высоких массах, которые эволюционировали от основной последовательности. ^[8]

Неопределенности [ править ]

Есть большие неопределенности относительно субзвездной области . В частности, ставится под сомнение классическое предположение о том, что единый ММП, охватывающий весь диапазон субзвездных и звездных масс, ставится под сомнение в пользу двухкомпонентного ММП для учета возможных различных режимов формирования субзвездных объектов. Т.е. одна ММП охватывает коричневые карлики и звезды с очень малой массой, с одной стороны, а другая - от коричневых карликов с большей массой до самых массивных звезд, с другой стороны. Обратите внимание, что это приводит к области перекрытия между примерно 0,05 и 0,2 M _☉, где обе формы формирования могут учитывать тела в этом диапазоне масс. ^[9]

Вариант [ править ]

Возможное изменение ММП влияет на нашу интерпретацию сигналов галактик и оценку истории космического звездообразования ^[10], поэтому важно учитывать.

Теоретически ММП должна меняться в зависимости от условий звездообразования. Более высокая температура окружающей среды увеличивает массу схлопывающихся газовых облаков ( масса Джинса ); более низкая металличность газа снижает давление излучения, что облегчает аккрецию газа, и то и другое приводит к образованию более массивных звезд в звездном скоплении. ММП в масштабе всей галактики может отличаться от ММП в масштабе звездного скопления и может систематически изменяться с историей звездообразования в галактике. ^[11]

Измерения локальной Вселенной, в которой могут быть разрешены одиночные звезды, согласуются с инвариантным ММП ^[12], но вывод страдает большой неопределенностью измерений из-за небольшого числа массивных звезд и трудностей в различении двойных систем от одиночных звезд. Таким образом, эффект вариации ММП недостаточно заметен, чтобы его можно было наблюдать в локальной Вселенной.

Системы, сформированные гораздо раньше или дальше от галактических окрестностей, где активность звездообразования может быть в сотни или даже тысячи раз сильнее, чем нынешний Млечный Путь, могут дать лучшее понимание. Как для звездных скоплений ^{[13], так} и для галактик ^[14] постоянно сообщалось, что, по-видимому, существует систематическое изменение ММП. Однако измерения менее прямые. Для звездных скоплений ММП может изменяться со временем из-за сложной динамической эволюции.

Ссылки [ править ]

^ Конрой, Чарли; ван Доккум, Питер Г. (2012). "Функция начальной массы звезд в галактиках ранних типов по спектроскопии линий поглощения. II. Результаты". Астрофизический журнал . 760 (1): 71. arXiv : 1205.6473 . Bibcode : 2012ApJ ... 760 ... 71С . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 760/1/71 .
^ Kalirai, Джейсон S .; Андерсон, Джей; Доттер, Аарон; Richer, Harvey B .; Fahlman, Gregory G .; Хансен, Брэд М.С.; Херли, Джаррод; Рид, И. Нил; Рич, Р. Майкл; Шара, Майкл М. (2013). "Сверхглубокие изображения малого Магелланова облака с помощью космического телескопа Хаббла: начальная функция масс звезд с M <1 Msun". Астрофизический журнал . 763 (2): 110. arXiv : 1212.1159 . Bibcode : 2013ApJ ... 763..110K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 763/2/110 .
^ Геха, Марла; Браун, Томас М .; Тумлинсон, Джейсон; Калираи, Джейсон С .; Саймон, Джошуа Д.; Кирби, Эван Н .; VandenBerg, Don A .; Muñoz, Ricardo R .; Авила, Роберто Дж .; Гухатхакурта, Пурагра; Фергюсон, Генри К. (2013). "Звездная функция начальной массы сверхслабых карликовых галактик: свидетельства вариаций ММП в галактическом окружении". Астрофизический журнал . 771 (1): 29. arXiv : 1304.7769 . Bibcode : 2013ApJ ... 771 ... 29G . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 771/1/29 .
^ Kroupa, Павел (2001). «Об изменении начальной функции масс». MNRAS . 322 (2): 231–246. arXiv : astro-ph / 0009005 . Bibcode : 2001MNRAS.322..231K . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04022.x .
Перейти ↑ Chabrier, Gilles (2003). «Галактическая звездная и субзвездная начальная функция масс». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 115 (809): 763–795. arXiv : astro-ph / 0304382 . Bibcode : 2003PASP..115..763C . DOI : 10.1086 / 376392 .
Перейти ↑ Salpeter, Edwin (1955). «Функция светимости и звездная эволюция». Астрофизический журнал . 121 : 161. Bibcode : 1955ApJ ... 121..161S . DOI : 10.1086 / 145971 .
^ Миллер, Гленн; Скало, Джон (1979). «Начальная функция масс и рождаемость звезд в окрестностях Солнца». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 41 : 513. Bibcode : 1979ApJS ... 41..513M . DOI : 10.1086 / 190629 .
Перейти ↑ Massey, Philip (1998). «Начальная функция масс массивных звезд в локальной группе». Функция начальной массы звезды (38-я конференция Херстмонсо) . 142 : 17. Bibcode : 1998ASPC..142 ... 17M .
^ Крупа, Павел; и другие. (2013). «Звездный и субзвездный ММП простых и составных популяций». Звездные системы и структура Галактики, Vol. В . arXiv : 1112,3340 . Bibcode : 2013pss5.book..115K . DOI : 10.1007 / 978-94-007-5612-0_4 .
^ ср. Wilkins et al. (2008)
^ Kroupa & Weidner (2003) ; Weidner et al. (2004) ; Kroupa et al. (2013) ; Jerábková et al. (2018)
^ Kroupa (2001) , Kroupa (2002) ; Bastian et al. (2010) ; Kroupa et al. (2013) ; Хопкинса (2018) .
^ Dabringhausen et al. (2009) , Dabringhausen et al. (2012) ; Marks et al. (2012)
^ Ли и др. (2009) ; Gunawardhana et al. (2011) ; Ferreras et al. (2013) ; Ренцини и Андреон (2014) ; Urban et al. (2017) ; Де Люсия и др. (2017) ; Окамото и др. (2017) ; Romano et al. (2017) ; Zhang et al. (2018) .

Заметки [ править ]

1. ^ Звезды разной массы имеют разный возраст, поэтому изменение истории звездообразования приведет к изменению современной функции масс, которая имитирует эффект изменения ММП.

Дальнейшее чтение [ править ]

Скало, JM (1986). «Начальная функция масс массивных звезд в галактиках. Эмпирические данные». Светящиеся звезды и ассоциации в галактиках . 116 : 451. Bibcode : 1986IAUS..116..451S .</ref>
Скало, JM (1986). "Функция начальной массы звезды". Основы космической физики . 11 : 1. Bibcode : 1986FCPh ... 11 .... 1S .</ref>
Крупа, Павел (2002). «Начальная функция масс звезд: свидетельство однородности в переменных системах» . Наука (Представленная рукопись). 295 (5552): 82–91. arXiv : astro-ph / 0201098 . Bibcode : 2002Sci ... 295 ... 82K . DOI : 10.1126 / science.1067524 . PMID 11778039 .</ref>
Спарк, Линда С .; Галлахер, Джон С. III (5 февраля 2007 г.). Галактики во Вселенной: Введение . Издательство Кембриджского университета. стр. 1–. ISBN 978-1-139-46238-9.

[1] Конрой, Чарли; ван Доккум, Питер Г. (2012). "Функция начальной массы звезд в галактиках ранних типов по спектроскопии линий поглощения. II. Результаты". Астрофизический журнал . 760 (1): 71. arXiv : 1205.6473 . Bibcode : 2012ApJ ... 760 ... 71С . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 760/1/71 .

[2] Kalirai, Джейсон S .; Андерсон, Джей; Доттер, Аарон; Richer, Harvey B .; Fahlman, Gregory G .; Хансен, Брэд М.С.; Херли, Джаррод; Рид, И. Нил; Рич, Р. Майкл; Шара, Майкл М. (2013). "Сверхглубокие изображения малого Магелланова облака с помощью космического телескопа Хаббла: начальная функция масс звезд с M <1 Msun". Астрофизический журнал . 763 (2): 110. arXiv : 1212.1159 . Bibcode : 2013ApJ ... 763..110K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 763/2/110 .

[3] Геха, Марла; Браун, Томас М .; Тумлинсон, Джейсон; Калираи, Джейсон С .; Саймон, Джошуа Д.; Кирби, Эван Н .; VandenBerg, Don A .; Muñoz, Ricardo R .; Авила, Роберто Дж .; Гухатхакурта, Пурагра; Фергюсон, Генри К. (2013). "Звездная функция начальной массы сверхслабых карликовых галактик: свидетельства вариаций ММП в галактическом окружении". Астрофизический журнал . 771 (1): 29. arXiv : 1304.7769 . Bibcode : 2013ApJ ... 771 ... 29G . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 771/1/29 .

[Kroupa01-4] Kroupa, Павел (2001). «Об изменении начальной функции масс». MNRAS . 322 (2): 231–246. arXiv : astro-ph / 0009005 . Bibcode : 2001MNRAS.322..231K . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04022.x .

[Chabrier03-5] Перейти ↑ Chabrier, Gilles (2003). «Галактическая звездная и субзвездная начальная функция масс». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 115 (809): 763–795. arXiv : astro-ph / 0304382 . Bibcode : 2003PASP..115..763C . DOI : 10.1086 / 376392 .

[6] Перейти ↑ Salpeter, Edwin (1955). «Функция светимости и звездная эволюция». Астрофизический журнал . 121 : 161. Bibcode : 1955ApJ ... 121..161S . DOI : 10.1086 / 145971 .

[7] Миллер, Гленн; Скало, Джон (1979). «Начальная функция масс и рождаемость звезд в окрестностях Солнца». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 41 : 513. Bibcode : 1979ApJS ... 41..513M . DOI : 10.1086 / 190629 .

[massey-8] Перейти ↑ Massey, Philip (1998). «Начальная функция масс массивных звезд в локальной группе». Функция начальной массы звезды (38-я конференция Херстмонсо) . 142 : 17. Bibcode : 1998ASPC..142 ... 17M .

[9] Крупа, Павел; и другие. (2013). «Звездный и субзвездный ММП простых и составных популяций». Звездные системы и структура Галактики, Vol. В . arXiv : 1112,3340 . Bibcode : 2013pss5.book..115K . DOI : 10.1007 / 978-94-007-5612-0_4 .

[10] ср. Wilkins et al. (2008)

[11] Kroupa & Weidner (2003) ; Weidner et al. (2004) ; Kroupa et al. (2013) ; Jerábková et al. (2018)

[12] Kroupa (2001) , Kroupa (2002) ; Bastian et al. (2010) ; Kroupa et al. (2013) ; Хопкинса (2018) .

[13] Dabringhausen et al. (2009) , Dabringhausen et al. (2012) ; Marks et al. (2012)

[14] Ли и др. (2009) ; Gunawardhana et al. (2011) ; Ferreras et al. (2013) ; Ренцини и Андреон (2014) ; Urban et al. (2017) ; Де Люсия и др. (2017) ; Окамото и др. (2017) ; Romano et al. (2017) ; Zhang et al. (2018) .

[1]