Funkcija početne mase

U astronomiji, funkcija početne mase  (IMF) jeste empirijska funkcija koja opisuje  distribuciju  početnih masa za populaciju  zvijezda. IMF se običnoodređuje kao pfuncija funkcija distribucija vjerovatnoće (PDF) za mase pri kojima zvijezda ulazi u glavni niz (počinje fuzija vodika). Funkcija distribucije tada može korištena za konstruisanje masene distribucije (histogram zvjezdanih masa) populacije zvijezda. Karakteristike i evolucija zvijezda su usko povezane sa njihovim masama, tako da je IMF važan dijagnostički alat za astronome u proučavanju velikog broja zvijezda. Na primjer, početna masa zvijezde je primarni faktor određivanja njene boje, luminoziteta, i vijeka trajanja. IMF je relativno nepromjenjiv od jedne do druge grupe zvijezda, mada neka opažanja sugerišu da je IMF različit u različitim okruženjima.

Forma IMF

IMF je često iskazan u pojmovima serije zakona energije, gdje je $N(m)dm$ (ponekad također predstavljeno kao $\xi (m)\Delta m$), broj zvijezda sa masama u rasponu $m$ do $m+dm$ u okviru navedene zapremine prostora, je proporcionalan $m^{-\alpha }$, gdje je $\alpha$ bezdimenzioni eksponent. IMF može biti zaključen iz današnje stelarne funkcije luminoziteta korištenjem stelarne relacije masa-luminozitet zajedno sa modelom kako brzina formiranja zvijezda varira vremenom. Općenito korištene forme IMF su Kroupa (2001) isprekidani zakon snage i Chabrier (2003) log-normal distribucija.

Salpeter (1955)

IMF zvijezda mnogo masivnijih od našeg sunca  je prvi kvantificirao Edwin Salpeter 1955. Njegov rad je davao prednost eksponentu $\alpha =2.35$. Ovaj oblik IMF se naziva Salpeterova funkcija ili Salpeter IMF. Ona pokazuje da broj zvijezda u svakom masenom rasponu brzo opada sa povećanjem mase. Salpeterova funkcija početne mase je

Miller-Scalo (1979)

Kasniji autori su proširili rad ispod jedne solarne mase (M_☉). Glenn E. Miller i John M. Scalo su predložili da se IMF "spljošti" (približava se $\alpha =0$) ispod jedne sunčeve mase.

Chabrier (2003)

Chabrier 2003 za pojedinačne zvijezde:

$\xi (m)\Delta m=0.158(1/m)\exp[-(\log(m)-\log(0.08))^{2}/(2\times 0.69^{2})]$ for $m<1,$

$\xi (m)=km^{-\alpha }$ for $m>1,\alpha =2.3\pm 0.3$

Chabrier 2003 za zvjezdane sisteme:

$\xi (m)\Delta m=0.086(1/m)\exp[-(\log(m)-\log(0.22))^{2}/(2\times 0.57^{2})]$ for $m<1,$

$\xi (m)=km^{-\alpha }$ za $m>1,\alpha =2.3\pm 0.3$

Kroupa (2001)

Pavel Kroupa je zadržao $\alpha =2.3$ iznad polovine solarne mase, ali je uveo $\alpha =1.3$ između 0.08-0.5 M_☉ i $\alpha =0.3$ ispod 0.08 M_☉.

$\alpha =0.3$ za $m<0.08,$

$\alpha =1.3$ za $0.08<m<0.5,$

$\alpha =2.3$ za $0.5<m$

Neodređenosti

Postoje velike neodređenosti koje se odnose na substelarno područje. Naročito, klasična pretpostavka da pojedinačna IMF pokriva cijeli substelarni i stelarni maseni raspon je dovedena u pitanje uz skolonost prema dvo-komponentne IMF koja će računati na moguće modalitete različitog formiranja substelarnih objekata. Jedna IMF pokriva smeđe patuljke i zvijezde veoma male mase u jednu ruku, a u drugu one koje su u rasponu od smeđih patuljaka velike mase do najmasivnijih zvijezda. treba zapaziti da ovdje dolazi do preklapanja područja između približno 0.05 i 0.2 M_☉ gdje oba moda formiranja računaju na tijela u ovom masenom spektru.

Literatura

• John Scalo, The initial mass function of massive stars in galaxies. Empirical evidence, Luminous stars and associations in galaxies; Proceedings of the Symposium, Porto-Kheli, Greece, May 26–31, 1985. Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1986, p. 451-466.
• John Scalo, The Stellar Initial Mass Function Arhivirano 23. 9. 2015. na Wayback Machine[1] Arhivirano 23. 9. 2015. na Wayback Machine, Fundamentals of cosmic physics, vol 11 pp. 1–278, University of Texas (1986).
• Pavel Kroupa, The initial mass function of stars: evidence for uniformity in variable systems[2], Science 295, 82 (2002)
• John Gallagher & Linda Sparke, Galaxies in the Universe, Cambridge Press, 66 (2007)