초기 질량 함수 란 무엇입니까?

초기 질량 함수 (IMF)는 1955 년 오스트리아 천체 물리학자인 Edwin Saltpeter에 의해 처음 유래되었으며 우주에서 응축 가스로 형성되는 별에 대한 다른 질량의 범위를 계산하는 방법입니다. 그것은 하나의 태양 질량의 기본 값으로 복잡한 수학과 물리 방정식을 사용하는 확률 분포의 한 형태로, 지구의 태양 질량을 형성 할 다른 별의 범위에 대한 도약 점으로 나타냅니다. 항성 천문학에서 초기 질량 함수의 전제는 우주에서 약 0.5 태양 질량이 가장 많은 별들과 함께, 질량이 큰 별들보다 우주에서 낮은 질량의 별들이 형성되는 것이 훨씬 일반적이며 가능성이 높다는 것입니다. 이 사실에도 불구하고, 크기가 약 60 태양 이상인 가장 희귀 한 별은 대부분의 가시 광선을 은하계에 기여합니다.

2011 년 현재 대부분의 천문학 추정에 따르면, 은하계에는 200,000,000,000에서 400,000,000,000 개의 별이 있습니다. 초기 질량 함수는이 별들의 대부분에 대한 확률이 별이 0.9 태양 질량 이하인 반면, 이들 중 1 % 미만이 8 내지 120 태양 질량의 크기를 구성한다고 예측합니다. IMF는 각 별이 처음 형성된 시점을 기준으로 질량을 계산하며 대부분의 별은 0.085 ~ 0.8 태양 질량의 왜성으로 시작합니다. 이 주 계열성 별은 나이가 들어감에 따라 질량이 줄고 부피가 커지는 경향이 있습니다.

별이 형성되는 우주의 별이없는 지역에서 광범위하게 변화하는 조건에도 불구하고 초기 질량 함수의 힘 법칙은 사실로 입증되었습니다. 이것은 별의 형성이 작은 분자의 구름에서 발생하든 조밀 한 성단에서 발생하든 관계없이 별 범위의 동일한 분포가 발생한다는 것을 의미합니다. 이러한 관측은 공간이 금속 밀도가 높은 지역에서 별 분포가 더 큰 비율의 큰 별을 포함해야한다는 사실과 같은 조건으로 인해 2011 년 현재 별 형성 이론과 충돌합니다.

약 5,000,000,000 년 후에 태양 자체가 수소 연료를 태우고 헬륨을 더 무거운 원소에 융합하기 시작하면서 태양 자체가 확장 될 것으로 추정됩니다. 이 단계에서 태양은 지구의 궤도에 도달하는 공간을 전체 수명의 약 20 % 동안 채우고 이전 질량의 50 %를 적색 거인으로 유지합니다. 태양과 같은 작은 별들은 그 과정에서 질량을 잃어 가면서 점점 더 작은 별들이 존재하기 때문에 초기 질량 함수를 스펙트럼의 작은 질량 끝쪽으로 점점 더 치우치게됩니다.