Vad är den inledande massfunktionen?

Den ursprungliga massfunktionen (IMF) härleddes först 1955 av Edwin Saltpeter, en österrikisk astrofysiker, och är en metod för att beräkna intervallet för olika massor för stjärnor som kommer att bildas av kondenserande gaser i rymden. Det är en form av sannolikhetsfördelning som använder komplexa matematik- och fysikekvationer med ett basvärde av en solmassa, som representerar jordens solmassa som en avstegningspunkt för intervallet av andra stjärnor som kommer att bildas. Förutsättningen för den initiala massfunktionen i stjärnas astronomi är att det är mycket vanligare och troligt att stjärnor med låg massa bildas i rymden än för stjärnor med hög massa, med stjärnor som har ungefär 0,5 solmassor som är de vanligaste i Vintergalaxen från och med 2011. Trots detta faktum, bidrar de sällsynta stjärnorna, med cirka 60 solmassor i storlek eller högre, det mesta av det synliga ljuset till Vintergalaxen.

Enligt de flesta astronomiska beräkningar från och med 2011 finns det någonstans mellan 200.000.000.000 och 400.000.000.000 stjärnor i Vintergalaxen. 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 med bara 0,085 till 0,8 solmassor. När dessa huvudsekvensstjärnor åldras tenderar de att förlora massa och få volym.

Trots mycket varierande förhållanden i substellära områden i rymden där stjärnor bildas har kraftlagarna för den ursprungliga massfunktionen visat sig vara sanna. Detta innebär att oavsett om stjärnbildning bildas i små molekylära gasmoln eller i täta stjärnkluster, uppstår samma fördelning av stjärnintervall oavsett. Dessa observationer står i konflikt med stjärnbildningsteorier från och med 2011 på grund av förhållanden som det faktum att i en metall tät region i rymden bör stjärnfördelningen inkludera en större andel av massivt stora stjärnor.

Det uppskattas att solen i sig kommer att expandera i cirka 5 000 000 000 år när den bränner bort sitt vätebränsle och börjar smälta helium till tyngre element. I detta skede kommer solen att fylla en volym utrymme som når jordens bana i cirka 20% av dess totala livslängd och behåller 50% av sin tidigare massa som en röd jätte. När små stjärnor gillar solåldern och förlorar massa i processen, förspänner de alltmer den ursprungliga massfunktionen mer mot spektrumets lilla massa, till stor del eftersom det finns mycket fler små stjärnor i existensen.