O que 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 gama de massas diferentes para estrelas que se formarão a partir de gases condensados ​​no espaço. É uma forma de distribuição de probabilidade que usa equações complexas de matemática e física com um valor base de uma massa solar, que representa a massa do Sol da Terra como um ponto de partida para o alcance de outras estrelas que se formarão. A premissa da função de massa inicial na astronomia estelar é que é muito mais comum e provável que estrelas de baixa massa se formem no espaço do que estrelas de alta massa, com estrelas com aproximadamente 0,5 massa solar sendo as mais comuns em a Via Láctea a partir de 2011. Apesar disso, as mais raras estrelas, com cerca de 60 massas solares de tamanho ou mais, contribuem com a maior parte da luz visível para a Via Láctea.

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 Via Láctea. A função de massa inicial prevê que a probabilidade para a maioria dessas estrelas seja de 0,9 massa solar ou menos, enquanto menos de 1% delas compõem tamanhos variando de 8 a 120 massas solares. O FMI calcula massas com base no momento em que cada estrela se formou, e a maioria das estrelas começa como estrelas anãs com apenas 0,085 a 0,8 massa solar. À medida que essas estrelas principais da sequência envelhecem, elas tendem a perder massa e ganhar volume.

Apesar das condições amplamente variadas nas regiões subelares do espaço onde as estrelas se formam, as leis de potência da função inicial de massa provaram ser verdadeiras. Isso significa que, se a formação estelar está ocorrendo em pequenas nuvens moleculares de gás ou em densos aglomerados de estrelas, a mesma distribuição de faixas estelares ocorre independentemente. Essas observações conflitam com as teorias de formação de estrelas a partir de 2011 devido a condições como o fato de que, em uma região densa de 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 em elementos mais pesados. Nesta fase, o Sol irá preencher um volume de espaço que chega à órbita da Terra por cerca de 20% de sua vida útil total e reter 50% de sua massa anterior como um gigante vermelho. À medida que estrelas pequenas, como o Sol, envelhecem e perdem massa no processo, elas influenciam cada vez mais a massa inicial, que funciona mais em direção à extremidade pequena do espectro, em grande parte porque existem muito mais estrelas pequenas.