Was ist die anfängliche Massenfunktion?
Die anfängliche Massenfunktion (IWF) wurde erstmals 1955 vom österreichischen Astrophysiker Edwin Saltpeter abgeleitet und ist eine Methode zur Berechnung des Bereichs verschiedener Massen für Sterne, die sich aus kondensierenden Gasen im Weltraum bilden. Es ist eine Form der Wahrscheinlichkeitsverteilung, die komplexe mathematische und physikalische Gleichungen mit einem Basiswert von einer Sonnenmasse verwendet, die die Masse der Sonne der Erde als Ausgangspunkt für die Reichweite der anderen Sterne darstellt, die sich bilden werden. Die Voraussetzung für die anfängliche Massenfunktion in der Sternastronomie ist, dass Sterne mit geringer Masse viel häufiger im Raum entstehen als Sterne mit hoher Masse, wobei Sterne mit ungefähr 0,5 Sonnenmassen am häufigsten vorkommen Trotz dieser Tatsache tragen die seltensten Sterne mit einer Größe von mindestens 60 Sonnenmassen den größten Teil des sichtbaren Lichts zur Milchstraßengalaxie bei.
Nach Schätzungen der meisten Astronomen aus dem Jahr 2011 gibt es in der Milchstraße zwischen 200.000.000.000 und 400.000.000.000 Sterne. Die anfängliche Massenfunktion sagt voraus, dass die Wahrscheinlichkeit für die Mehrheit dieser Sterne 0,9 Sonnenmassen oder weniger beträgt, während weniger als 1% von ihnen Größen im Bereich von 8 bis 120 Sonnenmassen ausmachen. Der IWF berechnet die Massen anhand der Entstehungszeit der einzelnen Sterne. Die meisten Sterne beginnen als Zwergsterne mit nur 0,085 bis 0,8 Sonnenmassen. Wenn diese Hauptreihensterne altern, neigen sie dazu, an Masse zu verlieren und an Volumen zu gewinnen.
Trotz sehr unterschiedlicher Bedingungen in substellaren Regionen des Weltraums, in denen sich Sterne bilden, haben sich die Potenzgesetze der ursprünglichen Massenfunktion als wahr erwiesen. Dies bedeutet, dass unabhängig davon, ob Sternentstehung in kleinen molekularen Gaswolken oder in dichten Sternhaufen stattfindet, die gleiche Verteilung der Sternbereiche auftritt. Diese Beobachtungen stehen im Widerspruch zu den Sternentstehungstheorien von 2011, da in einer metalldichten Region des Weltraums die Sternverteilung einen größeren Prozentsatz massereicher Sterne enthalten sollte.
Es wird geschätzt, dass sich die Sonne in etwa 5.000.000.000 Jahren ausdehnen wird, wenn sie ihren Wasserstoffbrennstoff verbrennt und Helium mit schwereren Elementen zu verschmelzen beginnt. Zu diesem Zeitpunkt füllt die Sonne ein Raumvolumen, das für etwa 20% ihrer gesamten Lebensdauer bis zur Erdumlaufbahn reicht, und behält 50% ihrer vorherigen Masse als roter Riese bei. Wenn kleine Sterne wie die Sonne altern und dabei an Masse verlieren, verlagern sie die anfängliche Massenfunktion zunehmend in Richtung des kleinen Massenendes des Spektrums, was zum großen Teil darauf zurückzuführen ist, dass es weitaus mehr kleine Sterne gibt.