Введение
Эмпирическая функция в астрономии
В астрономии начальная массовая функция (IMF) – это эмпирическая функция, описывающая начальное распределение масс для популяции звёзд в процессе звездообразования. Поскольку недостаточно молодых звёздных скоплений для вычисления IMF, вместо этого используется PDMF, а полученные результаты экстраполируются для определения IMF. При малых массах IMF определяет массовый бюджет Галактики Млечный Путь и количество формирующихся субзвёздных объектов. При средних массах IMF контролирует химическое обогащение межзвёздной среды. При больших массах IMF определяет количество сверхновых, возникающих в результате гравитационного коллапса ядра, и, следовательно, обратную связь в виде кинетической энергии. IMF относительно инвариантна для разных групп звёзд, хотя некоторые наблюдения указывают на то, что IMF может различаться в разных условиях и потенциально существенно отличаться в ранних галактиках.
Разработка
Массу звезды можно определить напрямую только путем применения третьего закона Кеплера к двойной звездной системе. Однако число двойных систем, доступных для непосредственного наблюдения, невелико, что не позволяет получить достаточное количество данных для оценки начальной массовой функции. Поэтому для вывода функции массы (текущей функции массы, PDMF) используется функция светимости звезд, применяя соотношение масса-светимость. Для функции светимости требуется точное определение расстояний, и наиболее прямой способ – измерение звездного параллакса в пределах 20 парсек от Земли. Хотя небольшие расстояния приводят к меньшему числу образцов и большей неопределенности расстояний для звезд со слабыми величинами (с величиной > 12 в визуальном диапазоне), это снижает погрешность определения расстояний до ближайших звезд и позволяет точно идентифицировать двойные звездные системы, а также использовать логнормальное распределение Chabrier (2003). Его работа основана на звездах, подобных Солнцу, которые можно легко наблюдать с высокой точностью.
Крупа (2002)
Павел Крупа поддерживал значения между , но ввел значения между и ниже выше , с учетом неразрешенных двойных звезд, что добавляет четвертую область со значениями .
Неопределенность
Существует значительная неопределенность в отношении субзвездной области. В частности, классическое предположение об универсальности начальной массовой функции (НМФ) для всего диапазона субзвездных и звездных масс подвергается сомнению, в пользу двухкомпонентной НМФ, чтобы учесть возможные различные механизмы формирования субзвездных объектов: одна НМФ описывает коричневых карликов и звёзды очень малой массы, а другая – диапазон от более массивных коричневых карликов до самых массивных звёзд. Это приводит к области перекрытия примерно между этими значениями, где оба механизма формирования могут объяснять объекты в этом диапазоне масс.
Изменение
Возможное изменение ФНМ (функции начальной массы) влияет на нашу интерпретацию сигналов галактик, и поэтому важно учитывать оценку истории космического звездообразования. Теоретически, ФНМ должна меняться в зависимости от условий звездообразования. Более высокая температура окружающей среды увеличивает массу коллапсирующих газовых облаков (масса Джинса); более низкая металличность газа снижает давление излучения, тем самым облегчая аккрецию газа, и то, и другое приводит к образованию более массивных звезд в звездном скоплении. ФНМ для галактики в целом может отличаться от ФНМ в масштабе звездных скоплений и может систематически меняться с историей звездообразования галактики. Измерения в локальной Вселенной, где можно разрешить отдельные звезды, согласуются с инвариантной ФНМ, но этот вывод страдает от большой неопределенности измерений из-за небольшого числа массивных звезд и трудностей в различении двойных систем от одиночных звезд. Таким образом, эффект изменения ФНМ недостаточно выражен, чтобы его можно было наблюдать в локальной Вселенной. Однако недавние фотометрические обзоры на протяжении космического времени указывают на потенциально систематическое изменение ФНМ при высоких красных смещениях. Системы, сформировавшиеся в гораздо более ранние эпохи или дальше от галактического окружения, где активность звездообразования может быть в сотни или даже тысячи раз выше, чем в нынешнем Млечном Пути, могут дать более глубокое понимание. Последовательно сообщается, что как для звездных скоплений, так и для галактик наблюдается систематическое изменение ФНМ. Однако измерения менее прямые. Для звездных скоплений ФНМ может меняться со временем из-за сложной динамической эволюции.