¿Cuál es la función de masa inicial?
La función de masa inicial (FMI) fue derivada por primera vez en 1955 por Edwin Saltpeter, un astrofísico austriaco, y es un método para calcular el rango de diferentes masas para las estrellas que se formarán con gases de condensación en el espacio. Es una forma de distribución de probabilidad que utiliza ecuaciones complejas de matemáticas y física con un valor base de una masa solar, que representa la masa del sol de la Tierra como un punto de desplazamiento para la gama de otras estrellas que se formarán. La premisa de la función de masa inicial en la astronomía estelar es que es mucho más común y probable que las estrellas de baja masa se formen en el espacio que para las estrellas de alta masa, con estrellas que tienen aproximadamente 0.5 masas solares son las más comunes en la galaxia láctea a partir de 2011. A pesar de este hecho, las estrellas más raras, con aproximadamente 60 masas solares en tamaño o superior, el contrato más de la luz visible a la vía milky a la vía milky.
Según la mayoría de las estimaciones de astronomía a partir de 2011, existe entre 200,000,000,000 y 400,000,000,000 de estrellas en la Galaxia de la Vía Láctea. La función de masa inicial predice que la probabilidad de la mayoría de estas estrellas es que son 0.9 masas solares o menos, mientras que menos del 1% de ellos componen tamaños que van de 8 a 120 masas solares. El FMI calcula las masas basadas en cuándo se formó cada estrella, y la mayoría de las estrellas comienzan como estrellas enanas de solo 0.085 a 0.8 masas solares. A medida que estas estrellas de secuencia principal envejecen, tienden a perder masa y ganar volumen.
A pesar de las condiciones ampliamente variables en las regiones subestilares del espacio donde se forman las estrellas, las leyes de poder de la función de masa inicial han demostrado ser ciertas. Esto significa que, si se produce la formación de estrellas en pequeñas nubes moleculares de gas o en densos grupos de estrellas, la misma distribución de rangos de estrellas surge independientemente. Estas observaciones entran en conflicto con las teorías de formación de estrellas a partir de 2011 debido a condiciones como el hecho de quet, en una región de espacio densa en metal, la distribución de las estrellas debe incluir un mayor porcentaje de estrellas masivamente grandes.
Se estima que, en aproximadamente 5,000,000,000 de años, el sol en sí se expandirá a medida que quema su combustible de hidrógeno y comienza a fusionar helio a elementos más pesados. En esta etapa, el sol llenará un volumen de espacio que alcanza la órbita de la Tierra durante aproximadamente el 20% de su vida útil total, y retendrá el 50% de su masa anterior como un gigante rojo. A medida que las estrellas pequeñas como la edad del sol y pierden masa en el proceso, sesgan cada vez más la función de masa inicial más hacia el pequeño extremo de masa del espectro, en gran parte porque hay muchas más estrellas pequeñas en la existencia.