Función de masa inicial

Nacimiento de estrellas Tipos de objetos

Medio interestelar Nube molecular Glóbulo de Bok Nebulosa oscura Protoestrella Estrella variable de tipo T Tauri Estrella pre-secuencia principal Estrella Herbig Estrella Ae / Be Objeto Herbig-Haro

Conceptos teóricos

Función de masa inicial Inestabilidad gravitacional Mecanismo de Kelvin-Helmholtz Hipótesis de la nebulosa Migración planetaria

En astronomía , la función de masa inicial ( función de masa inicial , abreviado MFI en inglés) es la relación que describe la distribución de masas de estrellas para una población de estrellas recién formadas . Proporciona el número de estrellas de masa por unidad de masa. Puede obtenerse mediante la función de luminosidad utilizando la relación masa-luminosidad . METRO{\ Displaystyle M}

Para las estrellas con una masa mayor que la del Sol (es decir, una masa solar ), generalmente usamos la fórmula dada por Edwin Salpeter en 1955 y que está escrita:

ξ(METRO)=ξ0METRO-2,35{\ Displaystyle \ xi (M) = \ xi _ {0} \, M ^ {- 2.35}},

donde es el número de estrellas por unidad de masa. Esta relación también se conoce como función Salpeter . ξ(METRO){\ Displaystyle \ xi (M)}

Por otro lado, una investigación más reciente de los astrofísicos Glenn E. Miller y John M. Scalo sugiere que el FMI se aplana para masas inferiores a una masa solar. El MFI de estrellas de muy baja masa, como las enanas marrones, aún no se conoce bien. Más recientemente, el trabajo del astrónomo alemán Pavel Kroupa sugiere una IMF más compleja:

ξ(METRO)={k0(METROmetro0)-α0,metro0<METRO≤metro1k1(METROmetro1)-α1,metro1<METRO≤metro2k2(METROmetro2)-α2,metro2<METRO{\ Displaystyle \ xi (M) = {\ begin {cases} k_ {0} \ left ({\ frac {M} {m_ {0}}} \ right) ^ {- \ alpha _ {0}} &, \ quad m_ {0} <M \ leq m_ {1} \\ k_ {1} \ left ({\ frac {M} {m_ {1}}} \ right) ^ {- \ alpha _ {1}} & , \ quad m_ {1} <M \ leq m_ {2} \\ k_ {2} \ left ({\ frac {M} {m_ {2}}} \ right) ^ {- \ alpha _ {2}} &, \ quad m_ {2} <M \ end {cases}}}

donde (la masa mínima estelar) , ; , , . metro0=0,01metro⊙{\ Displaystyle m_ {0} = 0.01 \, m _ {\ odot}}metro1=0,08metro⊙{\ Displaystyle m_ {1} = 0.08 \, m _ {\ odot}}metro2=0,5metro⊙{\ Displaystyle m_ {2} = 0.5 \, m _ {\ odot}}α0=0,3{\ Displaystyle \ alpha _ {0} = 0.3}α1=1.3{\ Displaystyle \ alpha _ {1} = 1.3}α2=2.3{\ Displaystyle \ alpha _ {2} = 2.3}

El término depende de varios factores (densidad de la materia, elección de , elección de la unidad de masa, etc.). Además, y son coeficientes de ajuste que aseguran la continuidad de la función en los límites de los diferentes dominios de validez. k0{\ Displaystyle k_ {0}}metro0{\ Displaystyle m_ {0}}k1=k0(metro1metro0)-α0{\ Displaystyle k_ {1} = k_ {0} \ left ({\ frac {m_ {1}} {m_ {0}}} \ right) ^ {- \ alpha _ {0}}}k2=k1(metro2metro1)-α1{\ Displaystyle k_ {2} = k_ {1} \ left ({\ frac {m_ {2}} {m_ {1}}} \ right) ^ {- \ alpha _ {1}}}

Una de las preguntas más fundamentales sobre la IMF es si es universal o no. En otras palabras, los astrónomos están buscando ver si hay un solo proceso (o conjunto de procesos) que siempre da como resultado la misma función de masa inicial, que luego se modularía de acuerdo con las condiciones locales.

Ver también

Bibliografía

• (es) Edwin Salpeter , La función de luminosidad y evolución estelar , ApJ , 121, 161 (1955)
• (en) Glen Miller & John Scalo, La función de masa inicial y la tasa de natalidad estelar en el vecindario solar , ApJS , 41, 513 (1979)
• ( fr ) John Scalo, La función de masa inicial de las estrellas masivas en las galaxias. Evidencia empírica , estrellas luminosas y asociaciones en galaxias; Actas del Simposio, Porto-Kheli, Grecia, 26-31 de mayo de 1985. Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1986, p. 451-466.
• (en) Pavel Kroupa, Sobre la variación de la función de masa inicial , MNRAS 322, 231 (2001) Ver en línea .
• (en) Pavel Kroupa, La función de masa inicial de las estrellas: evidencia de uniformidad en sistemas variables , Science 295, 82 (2002) Ver en línea .

Artículos relacionados

• Nacimiento de estrellas