Cos'è la funzione di massa iniziale?
La funzione di massa iniziale (FMI) è stata derivata per la prima volta nel 1955 da Edwin Saltpeter, un astrofisico austriaco, ed è un metodo per calcolare la gamma di diverse masse per le stelle che si formeranno dai gas condensanti nello spazio. È una forma di distribuzione di probabilità che utilizza complesse equazioni matematiche e fisiche con un valore base di una massa solare, che rappresenta la massa del Sole della Terra come punto di partenza per la gamma di altre stelle che si formeranno. La premessa della funzione di massa iniziale nell'astronomia stellare è che è molto più comune e probabile che si formino nello spazio stelle di bassa massa rispetto alle stelle di massa elevata, con le stelle che hanno circa 0,5 masse solari più comuni in la galassia della Via Lattea a partire dal 2011. Nonostante ciò, la più rara delle stelle, a circa 60 masse solari di dimensioni o superiori, contribuisce alla maggior parte della luce visibile alla galassia della Via Lattea.
Secondo la maggior parte delle stime di astronomia a partire dal 2011, ci sono da qualche parte tra 200.000.000.000 e 400.000.000.000 di stelle nella galassia della Via Lattea. La funzione di massa iniziale prevede che la probabilità per la maggior parte di queste stelle è che siano 0,9 masse solari o meno, mentre meno dell'1% di esse costituisce dimensioni che vanno da 8 a 120 masse solari. L'FMI calcola le masse in base al momento in cui ciascuna stella si è formata per la prima volta, e la maggior parte delle stelle iniziano come stelle nane di sole 0,085-0,8 masse solari. Mentre queste stelle della sequenza principale invecchiano, tendono a perdere massa e ad aumentare di volume.
Nonostante le condizioni ampiamente variabili nelle regioni dello spazio substellare in cui si formano le stelle, le leggi di potere della funzione di massa iniziale hanno dimostrato di essere vere. Ciò significa che, indipendentemente dal fatto che si stia verificando la formazione di stelle in piccole nuvole molecolari di gas o in densi ammassi stellari, la stessa distribuzione delle gamme di stelle sorge indipendentemente. Queste osservazioni sono in conflitto con le teorie sulla formazione delle stelle a partire dal 2011 a causa di condizioni come il fatto che, in una regione di spazio densamente metallica, la distribuzione delle stelle dovrebbe includere una percentuale maggiore di stelle di grandi dimensioni.
Si stima che, tra circa 5.000.000.000 di anni, il Sole stesso si espanderà man mano che brucia il suo combustibile a idrogeno e inizia a fondere l'elio in elementi più pesanti. In questa fase, il Sole riempirà un volume di spazio che raggiunge l'orbita della Terra per circa il 20% della sua durata di vita totale e manterrà il 50% della sua massa precedente come gigante rosso. Poiché le piccole stelle come l'età del sole e perdono massa nel processo, tendono sempre più a differenziare la funzione di massa iniziale verso l'estremità di piccola massa dello spettro, in gran parte perché esistono molte più piccole stelle esistenti.