초기 질량 기능은 무엇입니까?

초기 질량 기능 (IMF)은 1955 년 오스트리아 천체 물리학자인 Edwin Saltpeter에 의해 처음 유래되었으며 우주에서 응축 가스를 형성하는 별의 다양한 질량 범위를 계산하는 방법입니다.그것은 하나의 태양 질량의 기본 값을 가진 복잡한 수학 및 물리 방정식을 사용하는 확률 분포의 한 형태이며, 이는 지구의 질량을 형성 할 다른 별의 범위에 대한 스텝 오프 지점으로 나타냅니다.항성 천문학에서 초기 질량 기능의 전제는 높은 질량의 별보다 우주에서 낮은 질량의 별이 훨씬 더 일반적이며 대략 0.5 개의 태양 질량을 가진 별이 가장 흔한 것입니다.2011 년 현재 은하계 은하계.

대부분의 천문학 추정에 따르면 2011 년 현재 은하계에는 200,000,000,000,000,000,000,000 개의 별이 있습니다.초기 질량 기능은 이들 별의 대부분의 확률은 0.9 태양 질량 이하인 반면, 그 중 1% 미만은 8 ~ 120 개의 태양열의 크기를 구성한다는 것을 예측한다.IMF는 각 스타가 처음 형성된시기에 따라 질량을 계산하며, 대부분의 별은 0.085 ~ 0.8 태양 질량의 난쟁이별로 시작합니다.이 주요 시퀀스는 연령이 나이가 들어감에 따라 질량을 잃고 부피를 얻는 경향이 있습니다.별이 형성되는 공간의 내장 된 영역에서 광범위하게 다양한 조건에도 불구하고, 초기 질량 기능의 전력 법칙은 사실 인 것으로 입증되었습니다.이것은 별 형성이 가스의 소분자 구름 또는 고밀도 별 클러스터에서 발생하는지 여부에 관계없이 별 범위의 동일한 분포가 발생한다는 것을 의미합니다.이러한 관찰은 금속 밀도가 높은 공간에서 별 분포에 대규모 대형 별의 비율이 더 큰 것을 포함해야한다는 사실과 같은 조건으로 인해 2011 년 기준으로 별 형성 이론과 상충됩니다.몇 년 동안, 태양 자체는 수소 연료를 태우고 헬륨을 더 무거운 요소에 융합시키기 시작합니다.이 단계에서 태양은 전체 수명의 약 20% 동안 지구의 궤도에 도달하는 공간의 양을 채우고 이전 질량의 50%를 적색 거인으로 유지합니다.그 과정에서 태양 시대와 같은 작은 별처럼, 그들은 초기 질량 기능을 스펙트럼의 작은 질량 끝을 향해 점점 더 편향하고 있습니다.