Hva er den første massefunksjonen?

Den første massefunksjonen (IMF) ble først avledet i 1955 av Edwin Saltpeter, en østerriksk astrofysiker, og er en metode for å beregne rekkevidden av forskjellige masser for stjerner som vil danne seg ut av kondenserende gasser i rommet. Det er en form for sannsynlighetsfordeling som bruker komplekse matematikk- og fysikklikninger med en grunnverdi av en solmasse, som representerer massen til Jordas sol som et avstigningspunkt for rekkevidden av andre stjerner som vil danne seg. Forutsetningen for den opprinnelige massefunksjonen i stjernestronomi er at det er mye vanligere og sannsynlig at stjerner med lav masse dannes i verdensrommet enn det er for stjerner med høy masse, med stjerner som har omtrent 0,5 solmasser som er de vanligste i Melkeveis galaksen fra 2011. Til tross for dette, bidrar den sjeldneste stjernen, med rundt 60 solmasser i størrelse eller høyere, det meste av det synlige lyset til Melkeveien.

I følge de fleste astronomiestimater fra 2011, finnes det et sted mellom 200.000.000.000 og 400.000.000.000 stjerner i Melkeveien. Den innledende massefunksjonen spår at sannsynligheten for flertallet av disse stjernene er at de er 0,9 solmasser eller mindre, mens mindre enn 1% av dem utgjør størrelser fra 8 til 120 solmasser. IMF beregner masser basert på når hver stjerne først ble dannet, og de fleste stjerner begynner som dvergstjerner på bare 0,085 til 0,8 solmasser. Når disse hovedsekvensstjerner eldes, har de en tendens til å miste masse og få volum.

Til tross for vidt varierende forhold i substellare områder i rommet der stjerner dannes, har kraftlovene til den opprinnelige massefunksjonen vist seg å være sanne. Dette betyr at uansett om stjernedannelse forekommer i små molekylære gassskyer eller i tette stjerneklynger, oppstår den samme fordelingen av stjernespekter uansett. Disse observasjonene er i konflikt med stjernedannelsesteorier fra og med 2011 på grunn av forhold som det faktum at stjernedistribusjonen i et metalltett romområde bør omfatte en større prosentandel av massivt store stjerner.

Det anslås at solen i løpet av omtrent 5 000 000 000 år vil utvide seg når den brenner bort hydrogendrivstoffet og begynner å smelte helium til tyngre elementer. På dette stadiet vil sola fylle et volum av rom som når jordens bane i omtrent 20% av sin totale levetid, og beholder 50% av sin forrige masse som en rød gigant. Som små stjerner som solalderen og mister masse i prosessen, blir de i økende grad forspent den opprinnelige massefunksjonen mer mot den lille masseenden av spekteret, i stor grad fordi det er langt flere små stjerner i tilværelsen.