Начальная функция массы

В астрономии функция начальной массы ( IMF ) — это эмпирическая функция, которая описывает начальное распределение масс для популяции звезд. ММП является результатом 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 массы ( гистограммы звездных масс) популяции звезд. Она отличается от современной функции масс(PDMF), текущее распределение масс звезд из-за эволюции и смерти звезд, которая происходит с разной скоростью для разных масс, а также динамического перемешивания в некоторых популяциях.

Свойства и эволюция звезды тесно связаны с ее массой, поэтому IMF является важным диагностическим инструментом для астрономов, изучающих большое количество звезд. Например, начальная масса звезды является основным фактором, определяющим ее цвет , светимость и время жизни. При малых массах IMF 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.

IMF относительно инвариантен от одной группы звезд к другой, хотя некоторые наблюдения показывают, что IMF отличается в разных средах. ^{[1] [2] [3]}

IMF часто формулируется в виде ряда степенных законов , где (иногда также представленных как ) количество звезд с массами в диапазоне до определенного объема пространства пропорционально , ​​где - безразмерный показатель степени. IMF можно вывести из современной функции звездной светимости , используя соотношение звездной массы и светимости вместе с моделью того, как скорость звездообразования меняется со временем. Обычно используемыми формами IMF являются нарушенный степенной закон Крупы (2001) ^[4] и логарифмически нормальный закон Шабрие (2003). ^[5]${\ Displaystyle Н (м) \ mathrm {d} м}$${\ Displaystyle \ xi (м) \ Дельта м}$${\ Displaystyle м}$${\ Displaystyle м + \ mathrm {d} м}$${\ Displaystyle м ^ {- \ альфа}}$${\ Displaystyle \ альфа}$

IMF звезд более массивных, чем наше Солнце, впервые было количественно определено Эдвином Солпитером в 1955 году. ^[6] Его работа отдавала предпочтение показателю . Эта форма IMF называется функцией Солпитера или IMF Солпитера. Он показывает, что количество звезд в каждом диапазоне масс быстро уменьшается с увеличением массы. Функция начальной массы Солпитера равна ${\ Displaystyle \ альфа = 2,35}$

где – масса Солнца , а – постоянная, относящаяся к местной звездной плотности.${\ Displaystyle М _ {\ odot}}$${\ Displaystyle \ хи _ {0}}$

Начальная функция масс. Вертикальная ось на самом деле представляет собой не ξ(m)Δm, а масштабированную версию ξ(m). Для m больше, чем 1 солнечная масса, это )${\ Displaystyle (м / М _ {\ odot}) ^ {- 2,35}.}$