Jaka jest początkowa funkcja masy?

Początkowa funkcja masy (IMF) została po raz pierwszy wyprowadzona w 1955 r. Przez Edwina Saltpetera, austriackiego astrofizyka, i jest metodą obliczania zakresu różnych mas dla gwiazd, które utworzą się z kondensujących się gazów w przestrzeni. Jest to forma rozkładu prawdopodobieństwa, która wykorzystuje złożone równania matematyczne i fizyczne z wartością podstawową jednej masy Słońca, która reprezentuje masę Słońca na Ziemi jako punkt wyjścia dla zasięgu innych gwiazd, które się utworzą. Założeniem początkowej funkcji masy w astronomii gwiezdnej jest to, że jest ona o wiele bardziej powszechna i istnieje prawdopodobieństwo, że gwiazdy o niskiej masie tworzą się w kosmosie niż w przypadku gwiazd o dużej masie, przy czym gwiazdy o masie około 0,5 Słońca są najbardziej powszechne w galaktyka Drogi Mlecznej od 2011 r. Pomimo tego, najrzadsze gwiazdy o wielkości około 60 mas Słońca lub większej, wnoszą większość światła widzialnego do galaktyki Drogi Mlecznej.

Według większości szacunków astronomicznych z 2011 r. Istnieje około 200 000 000 000 do 400 000 000 000 gwiazd w galaktyce Drogi Mlecznej. Początkowa funkcja masy przewiduje, że prawdopodobieństwo dla większości tych gwiazd jest takie, że mają one 0,9 masy Słońca lub mniej, podczas gdy mniej niż 1% z nich tworzy rozmiary w zakresie od 8 do 120 mas Słońca. MFW oblicza masy na podstawie tego, kiedy każda gwiazda po raz pierwszy uformowała się, a większość gwiazd zaczyna jako karłowate gwiazdy o masie zaledwie od 0,085 do 0,8 masy Słońca. W miarę starzenia się tych głównych sekwencji gwiazdy tracą masę i zyskują objętość.

Pomimo bardzo różnych warunków w podstrefowych obszarach kosmicznych, w których tworzą się gwiazdy, prawa mocy początkowej funkcji masy okazały się prawdziwe. Oznacza to, że niezależnie od tego, czy tworzenie gwiazd zachodzi w małych obłokach molekularnych gazu, czy w gęstych gromadach gwiazd, niezależnie od tego powstaje taki sam rozkład zakresów gwiazd. Obserwacje te są sprzeczne z teoriami formowania się gwiazd z 2011 r. Ze względu na warunki, takie jak fakt, że w gęstym metalowym obszarze przestrzeni rozkład gwiazd powinien obejmować większy odsetek masywnie dużych gwiazd.

Szacuje się, że za około 5 000 000 000 lat samo Słońce rozszerzy się, gdy spali swoje paliwo wodorowe i zaczyna stapiać hel z cięższymi pierwiastkami. Na tym etapie Słońce wypełni przestrzeń kosmiczną sięgającą orbity Ziemi przez około 20% całkowitej długości życia i zachowa 50% swojej poprzedniej masy jako czerwony olbrzym. Ponieważ małe gwiazdy, takie jak Słońce, starzeją się i tracą podczas tego procesu masę, coraz bardziej odchylają początkową funkcję masy bardziej w kierunku małego końca masy widma, w dużej części, ponieważ istnieje o wiele więcej małych gwiazd.