初期質量関数とは何ですか？

初期質量関数（IMF）は、1955年にオーストリアの天体物理学者Edwin Saltpeterによって最初に導出されたもので、宇宙で凝縮するガスから形成される星のさまざまな質量の範囲を計算する方法です。 これは、1つの太陽質量の基底値を持つ複雑な数学と物理方程式を使用する確率分布の形式であり、形成される他の星の範囲の分岐点として地球の太陽の質量を表します。 恒星天文学における初期質量関数の前提は、高質量の星よりもはるかに一般的であり、低質量の星が宇宙で形成される可能性が高いことです。約0.5の太陽質量を持つ星が最も一般的です。この事実にもかかわらず、サイズが約60以上の太陽質量の最も希少な星は、天の川銀河にほとんどの可視光を与えています。

2011年時点のほとんどの天文学の推定によれば、天の川銀河には200,000,000,000〜400,000,000,000の星が存在します。 初期の質量関数は、これらの星の大部分の確率は太陽質量が0.9以下であり、それらの星の1％未満が8から120の太陽質量の範囲のサイズであると予測しています。 IMFは、各星が最初に形成された時期に基づいて質量を計算します。ほとんどの星は、太陽質量がわずか0.085〜0.8のd星として始まります。 これらのメインシーケンス星が老化すると、質量を失い、ボリュームを獲得する傾向があります。

星が形成される宇宙の恒星下領域の条件は大きく異なりますが、初期質量関数のべき乗則は真実であることが証明されています。 これは、星の形成がガスの小さな分子雲または高密度の星団で発生しているかどうかに関係なく、星の範囲の同じ分布が発生することを意味します。 これらの観測は、宇宙の金属が密集した領域では、星の分布がより大きな割合の非常に大きな星を含むべきであるという事実のため、2011年の星形成理論と矛盾しています。

約5,000,000,000年後に、水素燃料を燃やし、ヘリウムをより重い元素に融合し始めると、太陽自体が膨張すると推定されています。 この段階で、太陽はその全寿命の約20％にわたって地球の軌道に到達する空間を満たし、以前の質量の50％を赤色巨星として保持します。 太陽のような小さな星は老化してその過程で質量を失うため、初期の質量関数はスペクトルの小さな質量の端に向かってますます偏っています。