Hva er det første Mass funksjon?

November 3  by Eliza

Den første masse funksjon (IMF) ble først utledet i 1955 av Edwin Nitrat, en østerriksk astrofysiker, og er en metode for å beregne omfanget av ulike masser for stjerner som vil danne ut av kondenserende gasser i verdensrommet. Det er en form for sannsynlighetsfordeling som bruker komplekse matematikk og fysikk ligninger med en basisverdi på én solar masse, som representerer massen av jordens Sun som en stepping av punkt for rekke andre stjerner som vil danne. Premisset for den første massefunksjonen i stellar astronomi er at det er mye mer vanlig og sannsynlig for stjerner med lav masse å danne i verdensrommet enn det er for stjerner med høy masse, med stjerner som har ca 0,5 solmasser er mest vanlig i Melkeveien som i 2011. Til tross for dette faktum, den sjeldneste av stjerner, på ca 60 solmasser i størrelse eller høyere, bidrar det meste av synlig lys til Melkeveien.

Ifølge de fleste astronomi estimater som 2011, det finnes et sted mellom 200 000 000 000 og 400 000 000 000 stjerner i Melkeveien. Den første massefunksjonen spår at sannsynligheten for at de fleste av disse stjerner er at de er 0,9 solcelle masser eller mindre, mens mindre enn 1% av dem utgjør størrelser 8-120 solcelle massene. IMF beregner masser basert på når hver stjerne først dannet, og de fleste stjerner begynner som dvergstjerner bare 0,085 til 0,8 solmasser. Som disse hoved sekvens stjernene alder, har de en tendens til å miste masse og gain volum.

Til tross for svært varierende forhold i substellar regionene av verdensrommet der stjerner dannes, har makt lovene i den første massefunksjonen vist seg å være sant. Dette betyr at, om stjernedannelse skjer i små molekylære skyer av gass eller i tette stjernehoper, oppstår den samme fordeling av stjerneområdene uavhengig. Disse observasjonene er i konflikt med stjernedannelse teorier som av 2011 på grunn av forhold som det faktum at i et metall tett region av plass, bør stjernen distribusjon inkluderer en større prosentandel av massivt store stjerner.

Det er anslått at i ca fem milliarder år vil solen selv utvide som det brenner bort sin hydrogen drivstoff og begynner å fusjonere helium til tyngre grunnstoffer. På dette stadiet, vil Sun fylle et volum på plass nå til bane av jorden for ca 20% av sin totale levetid, og beholde 50% av sin tidligere massen som en rød kjempe. Som små stjerner som Solen alder og miste masse i prosessen, de stadig skjevhet den første masse funksjon mer mot liten masse enden av spekteret, i stor grad fordi det er langt flere små stjerner i eksistens.