Hva er den første massefunksjonen?

Den første massefunksjonen (IMF) ble først avledet i 1955 av Edwin Saltpeter, en østerriksk astrofysiker, og er en metode for å beregne rekkevidden til forskjellige masser for stjerner som vil danne seg ut av kondenserende gasser i verdensrommet.Det er en form for sannsynlighetsfordeling som bruker komplekse matematikk- og fysikklikninger med en baseverdi på en solmasse, som representerer massen av jordens sol som et trinn av punktet for utvalget av andre stjerner som vil danne seg.Forutsetningen for den innledende massefunksjonen i Stellar Astronomy er at det er mye mer vanlig og sannsynlig at stjerner med lav masse dannes i verdensrommet enn det er for stjerner med høy masse, med stjerner som har omtrent 0,5 solmasser som er den vanligste iMelkeveien Galaxy fra og med 2011. Til tross for dette faktum, bidrar de sjeldneste av stjerner, med rundt 60 solmasser i størrelse eller høyere, det meste av det synlige lyset til Melkeveis galaksen.

I henhold til de fleste astronomiestimater fra 2011, eksisterer det et sted mellom 200.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 i Melkeveien Galaxy.Den innledende massefunksjonen spår at sannsynligheten for flertallet av disse stjernene er at de er 0,9 solmasser eller mindre, mens mindre enn 1% av dem utgjør størrelser fra 8 til 120 solmasser.IMF beregner masser basert på når hver stjerne først ble dannet, og de fleste stjerner begynner som dvergstjerner på bare 0,085 til 0,8 solmasser.Når disse hovedsekvensstjernene eldes, har de en tendens til å miste masse- og gevinstvolum.

Til tross for vidt varierende forhold i substellare romområder der stjerner dannes, har maktlovene i den opprinnelige massefunksjonen vist seg å være sanne.Dette betyr at om stjernedannelse forekommer i små molekylære skyer av gass eller i tette stjerneklynger, oppstår den samme fordelingen av stjernekonsern uansett.Disse observasjonene er i konflikt med stjernedannelsesteorier fra og med 2011 på grunn av forhold som det faktum at stjernedistribusjonen i et metall tett region av rommet skal omfatte en større prosentandel av massivt store stjerner.

Det anslås at i omtrent 5.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.År, vil solen i seg selv utvide seg når den brenner bort hydrogenbrensel og begynner å smelte sammen helium til tyngre elementer.På dette stadiet vil solen fylle et volum av plass som når jordens bane i omtrent 20% av det totale levetiden, og beholde 50% av sin forrige masse som en rød gigant.Ettersom små stjerner liker solalderen og mister masse i prosessen, skjev de stadig mer den opprinnelige massefunksjonen mer mot den lille masseenden av spekteret, i stor grad fordi det er langt flere små stjerner i eksistens.