Quelle est la fonction de masse initiale?

La fonction de masse initiale (FMI) a été dérivée pour la première fois en 1955 par Edwin Saltpeter, un astrophysicien autrichien, et est une méthode de calcul de la gamme de différentes masses pour les étoiles qui se formeront à la condensation des gaz dans l'espace.C'est une forme de distribution de probabilité qui utilise des équations complexes de mathématiques et de physique avec une valeur de base d'une masse solaire, qui représente la masse du soleil terrestre comme un point de dérogation pour la gamme d'autres étoiles qui se formeront.La prémisse de la fonction de masse initiale dans l'astronomie stellaire est qu'elle est beaucoup plus courante et probablement pour les étoiles de faible masse pour se former dans l'espace que pour les étoiles de masse élevée, avec des étoiles qui ont environ 0,5 masses solaires étant les plus courantes dansLa galaxie de la Voie lactée en 2011. Malgré ce fait, les étoiles les plus rares, à environ 60 masses solaires en taille ou plus, contribuent à la plupart de la lumière visible à la galaxie de la voie lactée.

Selon la plupart des estimations de l'astronomie en 2011, il existe entre 200 000 000 000 et 400 000 000 000 d'étoiles dans la Galaxie de la Voie lactée.La fonction de masse initiale prédit que la probabilité pour la majorité de ces étoiles est qu'elles sont de 0,9 masses solaires ou moins, tandis que moins de 1% d'entre eux représentent des tailles allant de 8 à 120 masses solaires.Le FMI calcule les masses en fonction du moment où chaque étoile s'est formée pour la première fois, et la plupart des étoiles commencent comme des étoiles naines de seulement 0,085 à 0,8 masses solaires.À mesure que ces séquences principales sont les étoiles, elles ont tendance à perdre la masse et à gagner du volume.

Malgré des conditions très variables dans les régions substraquaires de l'espace où les étoiles se forment, les lois de puissance de la fonction de masse initiale se sont révélées vraies.Cela signifie que, que la formation d'étoiles se produise dans de petits nuages moléculaires de gaz ou dans des grappes d'étoiles denses, la même distribution de gammes d'étoiles survient malgré tout.Ces observations entrent en conflit avec les théories de la formation des étoiles en 2011 en raison de conditions telles que le fait que, dans une région de l'espace dense en métal, la distribution des étoiles devrait inclure un pourcentage plus élevé d'étoiles massivement grandes.

On estime que, dans environ 5 000 000 000 000 000Des années, le soleil lui-même se développera lorsqu'il brûle son carburant d'hydrogène et commence à fusionner l'hélium à des éléments plus lourds.À ce stade, le soleil remplira un volume d'espace atteignant l'orbite de la Terre pour environ 20% de sa durée de vie totale et conservera 50% de sa masse précédente en tant que géant rouge.Alors que les petites étoiles comme l'âge du soleil et perdent la masse dans le processus, elles biaissent de plus en plus la fonction de masse initiale plus vers la petite masse du spectre, en grande partie parce qu'il existe beaucoup plus d'étoiles.