Funkcija početne mase

S Wikipedije, slobodne enciklopedije
Jump to navigation Jump to search

U astronomiji, funkcija početne mase  (IMF) jeste empirijska funkcija koja opisuje  distribuciju  početnih masa za populaciju  zvijezda. IMF se običnoodređuje kao pfuncija funkcija distribucija vjerovatnoće (PDF) za mase pri kojima zvijezda ulazi u glavni niz (počinje fuzija vodika). Funkcija distribucije tada može korištena za konstruisanje masene distribucije (histogram zvjezdanih masa) populacije zvijezda. Karakteristike i evolucija zvijezda su usko povezane sa njihovim masama, tako da je IMF važan dijagnostički alat za astronome u proučavanju velikog broja zvijezda. Na primjer, početna masa zvijezde je primarni faktor određivanja njene boje, luminoziteta, i vijeka trajanja. IMF je relativno nepromjenjiv od jedne do druge grupe zvijezda, mada neka opažanja sugerišu da je IMF različit u različitim okruženjima.[1]

Forma IMF[uredi | uredi izvor]

IMF je često iskazan u pojmovima serije zakona energije, gdje je (ponekad također predstavljeno kao ), broj zvijezda sa masama u rasponu do u okviru navedene zapremine prostora, je proporcionalan , gdje je bezdimenzioni eksponent. IMF može biti zaključen iz današnje stelarne funkcije luminoziteta korištenjem stelarne relacije masa-luminozitet zajedno sa modelom kako brzina formiranja zvijezda varira vremenom. Općenito korištene forme IMF su Kroupa (2001) isprekidani zakon snage[2] i Chabrier (2003) log-normal distribucija.[3]

Salpeter (1955)[uredi | uredi izvor]

IMF zvijezda mnogo masivnijih od našeg sunca  je prvi kvantificirao Edwin Salpeter 1955.[4] Njegov rad je davao prednost eksponentu . Ovaj oblik IMF se naziva Salpeterova funkcija ili Salpeter IMF. Ona pokazuje da broj zvijezda u svakom masenom rasponu brzo opada sa povećanjem mase. Salpeterova funkcija početne mase je

Miller-Scalo (1979)[uredi | uredi izvor]

Kasniji autori su proširili rad ispod jedne solarne mase (M). Glenn E. Miller i John M. Scalo su predložili da se IMF "spljošti" (približava se ) ispod jedne sunčeve mase.[5]

Chabrier (2003)[uredi | uredi izvor]

Chabrier 2003 za pojedinačne zvijezde:

for
for

Chabrier 2003 za zvjezdane sisteme:

for
za

Kroupa (2001)[uredi | uredi izvor]

Pavel Kroupa je zadržao iznad polovine solarne mase, ali je uveo između 0.08-0.5 M i ispod 0.08 M.

za
za
za

Neodređenosti[uredi | uredi izvor]

Postoje velike neodređenosti koje se odnose na substelarno područje. Naročito, klasična pretpostavka da pojedinačna IMF pokriva cijeli substelarni i stelarni maseni raspon je dovedena u pitanje uz skolonost prema dvo-komponentne IMF koja će računati na moguće modalitete različitog formiranja substelarnih objekata. Jedna IMF pokriva smeđe patuljke i zvijezde veoma male mase u jednu ruku, a u drugu one koje su u rasponu od smeđih patuljaka velike mase do najmasivnijih zvijezda. treba zapaziti da ovdje dolazi do preklapanja područja između približno 0.05 i 0.2 M gdje oba moda formiranja računaju na tijela u ovom masenom spektru.[6]

Literatura[uredi | uredi izvor]

  • John Scalo, The initial mass function of massive stars in galaxies. Empirical evidence, Luminous stars and associations in galaxies; Proceedings of the Symposium, Porto-Kheli, Greece, May 26–31, 1985. Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1986, p. 451-466.
  • John Scalo, The Stellar Initial Mass Function[1], Fundamentals of cosmic physics, vol 11 pp. 1–278, University of Texas (1986).
  • Pavel Kroupa, The initial mass function of stars: evidence for uniformity in variable systems[2], Science 295, 82 (2002)
  • John Gallagher & Linda Sparke, Galaxies in the Universe, Cambridge Press, 66 (2007)

Reference[uredi | uredi izvor]