İlk Kütle Fonksiyonu Nedir?

İlk kütle fonksiyonu (IMF) ilk olarak 1955 yılında Avusturyalı bir astrofizikçi olan Edwin Saltpeter tarafından türetildi ve uzayda yoğunlaşan gazlardan oluşacak yıldızlar için farklı kütlelerin aralığını hesaplamanın bir yöntemi. Dünya güneşinin kütlesini, oluşacak diğer yıldızlar için bir başlangıç ​​noktası olarak temsil eden, bir güneş kütlesinin taban değeri olan karmaşık matematik ve fizik denklemlerini kullanan bir olasılık dağılım şeklidir. Yıldız astronomisinde ilk kütle fonksiyonunun öncül noktası, çok daha fazla olduğu ve düşük kütleli yıldızların uzaydaki oluşumundan daha yüksek olması ve yüksek kütleli yıldızlarda olduğu gibi, yaklaşık 0.5 güneş kütlesinin en yaygın olduğu yıldızlardır. Samanyolu galaksisi, 2011 itibariyle. Bu gerçeğe rağmen, yaklaşık 60 güneş kütlesinde bulunan yıldızların nadirliği, Samanyolu galaksisine görünür ışığın çoğuna katkıda bulunur.

2011 yılı itibariyle yapılan astronomi tahminlerine göre, Samanyolu galaksisinde 200.000.000.000 ve 400.000.000.000 arasında yıldız var. İlk kütle işlevi, bu yıldızların çoğunun olasılığının, 0.9 güneş kütlesi veya daha az olmaları olduğunu tahmin ederken, bunların% 1'inden azı 8 ila 120 güneş kütlesi arasında değişen boyutlar oluşturduğunu tahmin ediyor. IMF, her bir yıldızın ne zaman oluştuğunu temel alarak kütleleri hesaplar ve çoğu yıldız sadece 0.085 ila 0.8 güneş kütleli cüce yıldızlar olarak başlar. Bu ana sekans yıldızları yaşlandıkça kütle kaybetme ve hacim kazanma eğilimindedir.

Yıldızların oluştuğu alanın alt bölgelerindeki değişken koşullara rağmen, ilk kitle işlevinin güç yasalarının doğru olduğu kanıtlanmıştır. Bunun anlamı, yıldız oluşumunun küçük moleküllü gaz bulutlarında veya yoğun yıldız kümelerinde meydana gelmesidir, aynı yıldız aralıklarının dağılımına bakılmaksızın meydana gelir. Bu gözlemler, 2011'den itibaren, metal yoğun bir bölgede, yıldız dağılımının daha büyük bir kitlesel büyük yıldız yüzdesini içermesi gerektiği gibi koşullar nedeniyle yıldız oluşum teorileri ile çatışmaktadır.

Yaklaşık 5.000.000.000 yıl içinde, Güneş'in hidrojen yakıtını yaktıkça genişleyeceği ve helyumun daha ağır elementlerle kaynaşmaya başlayacağı tahmin edilmektedir. Bu aşamada, Güneş toplam ömrünün yaklaşık% 20'si için Dünya'nın yörüngesine ulaşan bir boşluğu dolduracak ve önceki kütlesinin% 50'sini kırmızı bir dev olarak tutacaktır. Güneş gibi küçük yıldızlar süreçte kütle kaybettikçe, gittikçe daha fazla küçük yıldız olduğu için, başlangıçtaki kütle fonksiyonunu büyük oranda spektrumun küçük kütle sonuna doğru yönlendirmektedirler.