Vad är den initiala massfunktionen?

Den initiala massfunktionen (IMF) härleddes först 1955 av Edwin Saltpeter, en österrikisk astrofysiker, och är en metod för att beräkna utbudet av olika massor för stjärnor som kommer att bildas av kondenseringsgaser i rymden. Det är en form av sannolikhetsfördelning som använder komplex matematik- och fysikekvationer med ett basvärde på en solmassa, som representerar massan av jordens sol som en trappningspunkt för utbudet av andra stjärnor som kommer att bildas. The premise of the initial mass function in stellar astronomy is that it is much more common and likely for stars of low mass to form in space than it is for stars of high mass, with stars that have approximately 0.5 solar masses being the most common in the Milky Way galaxy as of 2011. Despite this fact, the rarest of stars, at about 60 solar masses in size or higher, contribute most of the visible light to the Milky Way galaxy.

Enligt de flesta astronomiberäkningar från och med 2011 finns det någonstans mellan 200 000 000 000 och 400 000 000 000 stjärnor i Milky Way Galaxy. Den initiala massfunktionen förutspår att sannolikheten för majoriteten av dessa stjärnor är att de är 0,9 solmassor eller mindre, medan mindre än 1% av dem utgör storlekar från 8 till 120 solmassor. IMF beräknar massor baserat på när varje stjärna först bildades, och de flesta stjärnor börjar som dvärgstjärnor på endast 0,085 till 0,8 solmassor. När dessa huvudsekvensstjärnor åldras tenderar de att förlora mässan och få volym.

Trots allmänt varierande förhållanden i substellära regioner i rymden där stjärnor bildas har kraftlagarna för den initiala massfunktionen visat sig vara sanna. Detta innebär att huruvida stjärnbildning sker i små molekylära gasmoln eller i täta stjärnkluster, uppstår samma distribution av stjärnområden oavsett. Dessa observationer strider mot stjärnbildningsteorier från och med 2011 på grund av förhållanden som faktumt, i en metalltät rymdregion bör stjärnfördelningen innehålla en större andel av massivt stora stjärnor.

Det uppskattas att om cirka 5 000 000 000 år kommer solen själv att expandera när den bränner bort vätebränslet och börjar smälta helium till tyngre element. I detta skede kommer solen att fylla en volym utrymme som når till jordens bana under cirka 20% av dess totala livslängd och behåller 50% av sin tidigare massa som en röd jätte. Eftersom små stjärnor som solåldern och förlorar mässan i processen, förspänner de alltmer den initiala massfunktionen mer mot den lilla massänden av spektrumet, till stor del eftersom det finns mycket mer små stjärnor i existens.