Hvad er den indledende masse-funktion?

Den oprindelige massefunktion (IMF) blev først afledt i 1955 af Edwin Saltpeter, en østrigsk astrofysiker, og er en metode til beregning af området for forskellige masser for stjerner, der vil danne sig ud af kondenserende gasser i rummet. Det er en form for sandsynlighedsfordeling, der bruger komplekse matematik- og fysik ligninger med en basisværdi på en solmasse, der repræsenterer massen af ​​Jordens Sol som et afstigningspunkt for rækkevidden af ​​andre stjerner, der vil dannes. Forudsætningen for den indledende massefunktion i stjernernes astronomi er, at det er meget mere almindeligt og sandsynligt, at stjerner med lav masse dannes i rummet, end det er for stjerner med høj masse, hvor stjerner med ca. 0,5 solmasser er de mest almindelige i Mælkevejen-galaksen fra 2011. På trods af denne faktum bidrager de sjældneste af stjerner, med omkring 60 solmasser i størrelse eller højere, det meste af det synlige lys til Mælkevejen.

I henhold til de fleste astronomiske skøn pr. 2011 findes der et sted mellem 200.000.000.000 og 400.000.000.000 stjerner i Mælkevejen. Den oprindelige massefunktion forudsiger, at sandsynligheden for størstedelen af ​​disse stjerner er, at de er 0,9 solmasser eller mindre, mens mindre end 1% af dem udgør størrelser fra 8 til 120 solmasser. IMF beregner masser baseret på hvornår hver stjerne først dannede sig, og de fleste stjerner begynder som dværgstjerner på kun 0,085 til 0,8 solmasser. Når disse hovedsekvensstjerner ældes, har de en tendens til at miste masse og få volumen.

På trods af vidt forskellige forhold i substellare områder i rummet, hvor stjerner dannes, har kraftlovgivningen i den indledende massefunktion vist sig at være sand. Det betyder, at uanset om stjernedannelse forekommer i små molekylære gasskyer eller i tæt stjerneklynger, opstår den samme fordeling af stjerneområder uanset. Disse observationer er i konflikt med stjernedannelsesteorier fra 2011 på grund af forhold som det faktum, at stjernefordelingen i et metal tæt område af rummet bør omfatte en større procentdel af massivt store stjerner.

Det anslås, at Solen i løbet af ca. 5.000.000.000 år vil ekspandere, når den forbrænder sit brintbrændstof og begynder at smelte helium til tyngre elementer. På dette trin vil solen udfylde et rumfang, der når til Jordens bane i ca. 20% af dets samlede levetid og beholder 50% af sin tidligere masse som en rød gigant. Når små stjerner som solen ældes og mister masse i processen, forspændes de i stigende grad den indledende massefunktion mere mod spektrets lille masseende, i vid udstrækning, fordi der findes langt flere små stjerner.