Qual é a função de massa inicial?
A função de massa inicial (FMI) foi derivada pela primeira vez em 1955 por Edwin Saltpeter, um astrofísico austríaco, e é um método de calcular a faixa de diferentes massas para estrelas que se formam em gases de condensação no espaço. É uma forma de distribuição de probabilidade que usa equações complexas de matemática e física com um valor básico de uma massa solar, que representa a massa do sol da Terra como um ponto de saída para o alcance de outras estrelas que se formarão. A premissa da função de massa inicial na astronomia estelar é que ela é muito mais comum e provável para que estrelas de baixa massa se formem no espaço do que para estrelas de alta massa, com estrelas que têm aproximadamente 0,5 massas solares sendo as mais comuns na gala de vias leiteiras em 2011. Apesar desse fato, o mais rico das estrelas, a cerca de 60 máscios solares em tamanho ou maior ou mais alto.
De acordo com a maioria das estimativas de astronomia a partir de 2011, existe algo entre 200.000.000.000 e 400.000.000.000 de estrelas na Galaxia da Via Láctea. A função de massa inicial prevê que a probabilidade para a maioria dessas estrelas é que elas são 0,9 massas solares ou menos, enquanto menos de 1% delas compõem tamanhos que variam de 8 a 120 massas solares. O FMI calcula massas com base em quando cada estrela se formou pela primeira vez, e a maioria das estrelas começa como estrelas anãs de apenas 0,085 a 0,8 massas solares. À medida que essas principais estrelas da sequência envelhecem, elas tendem a perder massa e ganhar volume.
Apesar das condições amplamente variadas em regiões substitutas do espaço onde as estrelas se formam, as leis de poder da função de massa inicial provaram ser verdadeiras. Isso significa que, se a formação de estrelas está ocorrendo em pequenas nuvens moleculares de gás ou em aglomerados densos, a mesma distribuição de faixas de estrelas surge independentemente. Essas observações entram em conflito com as teorias de formação de estrelas a partir de 2011 devido a condições como o fato deT, em uma região de densa metal do espaço, a distribuição de estrelas deve incluir uma porcentagem maior de estrelas massivamente grandes.
Estima -se que, em cerca de 5.000.000.000 de anos, o próprio Sol se expanda à medida que queima seu combustível de hidrogênio e começa a fundir o hélio a elementos mais pesados. Nesse estágio, o sol preencherá um volume de espaço que chega à órbita da Terra por cerca de 20% de sua vida útil total e manterá 50% de sua massa anterior como gigante vermelho. Como estrelas pequenas como o Sol Idade e perdem a massa no processo, elas cada vez mais influenciam a função de massa inicial mais em direção à pequena massa do espectro, em grande parte porque há muito mais estrelas pequenas na existência.