初期質量関数とは何ですか？

arive初期質量関数（IMF）は、1955年にオーストリアの天体物理学者のエドウィン・ソルトペテロによって最初に導き出され、宇宙の凝縮ガスを形成する星の異なる質量の範囲を計算する方法です。これは、1つの太陽質量の基本値を持つ複雑な数学と物理学方程式を使用する確率分布の形式であり、地球の太陽の質量を形成する他の星の範囲の踏み台として表します。恒星天文学の初期質量関数の前提は、それがはるかに一般的であり、低質量の星の星が高質量の星よりも形成される可能性が高いということです。この事実にもかかわらず、サイズが約60の太陽ミサに最も希少な星は、目に見える光のほとんどを天の川銀河に寄与しています。

2011年現在のほとんどの天文学の推定によると、天の川の銀河には200,000,000,000,000から400,000,000,000,000,000,000星の間に存在しています。初期質量関数は、これらの星の大部分の確率は0.9太陽質量以下であると予測しているが、それらの1％未満が8〜120の太陽質量の範囲で構成されていることを予測しています。IMFは、各星が最初に形成された時期に基づいて質量を計算し、ほとんどの星はわずか0.085〜0.8の太陽質量の小人星として始まります。これらの主要なシーケンスが老化するにつれて、彼らは質量を失い、量を増やす傾向があります。星が形成されている空間のサブセラ領域では大きく異なる条件にもかかわらず、初期質量関数の電力法則が真実であることが証明されています。これは、ガスの小分子雲や密な星クラスターで星形成が発生しているかどうかにかかわらず、星の範囲の分布が関係なく発生することを意味します。これらの観察結果は、宇宙の金属密な領域では、星分布には大規模な大きな星のより多くの割合を含める必要があるという事実などの条件のために、2011年現在の星形成理論と矛盾しています。何年も、太陽自体は水素燃料を燃やし、ヘリウムをより重い元素に融合し始めます。この段階では、太陽は総寿命の約20％で地球の軌道に到達する大量の空間を満たし、以前の質量の50％を赤い巨人として保持します。太陽の時代のような小さな星やその過程で質量を失うので、彼らは初期の質量関数にますますバイアスをかけています。