Anfängliche Massenfunktion

Geburt der Sterne Arten von Objekten

Interstellares Medium Molekülwolke Bok- Globus Dunkler Nebel Protostar T-Typ variabler Stern Tauri Vor-Hauptsequenzstern Herbig-Stern Ae / Be Herbig-Haro-Objekt

Theoretische Konzepte

Anfängliche Massenfunktion Gravitationsinstabilität Kelvin-Helmholtz-Mechanismus Nebelhypothese Planetenmigration

In der Astronomie ist die anfängliche Massenfunktion ( anfängliche Massenfunktion , abgekürzt MFI- Englisch) die Beziehung, die die Verteilung der Massen von Sternen für eine Population neu gebildeter Sterne beschreibt . Es gibt die Anzahl der Massensterne pro Masseneinheit an. Sie kann durch die Leuchtkraftfunktion unter Verwendung der Masse-Leuchtkraft-Beziehung erhalten werden . M.{\ displaystyle M}

Für Sterne mit einer Masse größer als die der Sonne (d. H. Einer Sonnenmasse ) verwenden wir im Allgemeinen die Formel von Edwin Salpeter aus dem Jahr 1955, die geschrieben steht:

ξ((M.)=ξ0M.- -2.35{\ displaystyle \ xi (M) = \ xi _ {0} \, M ^ {- 2.35}},

Wo ist die Anzahl der Sterne pro Masseneinheit? Diese Beziehung wird auch als Salpeterfunktion bezeichnet . ξ((M.){\ displaystyle \ xi (M)}

Andererseits legen neuere Forschungen der Astrophysiker Glenn E. Miller und John M. Scalo nahe, dass sich der IWF für Massen abflacht, die kleiner als eine Sonnenmasse sind. Der MFI von Sternen mit sehr geringer Masse wie Braunen Zwergen ist noch wenig bekannt. Noch in jüngerer Zeit deutet die Arbeit des deutschen Astronomen Pavel Kroupa auf eine komplexere MFI hin:

ξ((M.)={k0((M.m0)- -α0,m0<M.≤m1k1((M.m1)- -α1,m1<M.≤m2k2((M.m2)- -α2,m2<M.{\ displaystyle \ xi (M) = {\ begin {case} k_ {0} \ left ({\ frac {M} {m_ {0}}} \ right) ^ {- \ alpha _ {0}} &, \ quad m_ {0} <M \ leq m_ {1} \\ k_ {1} \ left ({\ frac {M} {m_ {1}}} \ right) ^ {- \ alpha _ {1}} & , \ quad m_ {1} <M \ leq m_ {2} \\ k_ {2} \ left ({\ frac {M} {m_ {2}}} \ right) ^ {- \ alpha _ {2}} &, \ quad m_ {2} <M \ end {Fälle}}}

wo (die minimale Sternmasse) , ; , , . m0=0,01m⊙{\ displaystyle m_ {0} = 0.01 \, m _ {\ odot}}m1=0,08m⊙{\ displaystyle m_ {1} = 0.08 \, m _ {\ odot}}m2=0,5m⊙{\ displaystyle m_ {2} = 0.5 \, m _ {\ odot}}α0=0,3{\ displaystyle \ alpha _ {0} = 0.3}α1=1.3{\ displaystyle \ alpha _ {1} = 1.3}α2=2.3{\ displaystyle \ alpha _ {2} = 2.3}

Der Begriff hängt von verschiedenen Faktoren ab (Materiedichte, Wahl , Wahl der Masseneinheit usw.). Darüber hinaus sind und Anpassungskoeffizienten, die die Kontinuität der Funktion an den Grenzen der verschiedenen Gültigkeitsbereiche gewährleisten. k0{\ displaystyle k_ {0}}m0{\ displaystyle m_ {0}}k1=k0((m1m0)- -α0{\ displaystyle k_ {1} = k_ {0} \ left ({\ frac {m_ {1}} {m_ {0}}} \ right) ^ {- \ alpha _ {0}}}k2=k1((m2m1)- -α1{\ displaystyle k_ {2} = k_ {1} \ left ({\ frac {m_ {2}} {m_ {1}}} \ right) ^ {- \ alpha _ {1}}}

Eine der grundlegendsten Fragen zum MFI ist, ob es universell ist oder nicht. Mit anderen Worten, Astronomen suchen nach einem einzigen Prozess (oder einer Reihe von Prozessen), der immer zu derselben anfänglichen Massenfunktion führt, die dann entsprechend den lokalen Bedingungen moduliert wird.

Siehe auch

Literaturverzeichnis

• (en) Edwin Salpeter , Die Leuchtkraftfunktion und die Sternentwicklung , ApJ , 121, 161 (1955)
• (en) Glen Miller & John Scalo, Die anfängliche Massenfunktion und die stellare Geburtenrate in der Sonnenumgebung , ApJS , 41, 513 (1979)
• ( fr ) John Scalo, Die anfängliche Massenfunktion massereicher Sterne in Galaxien. Empirische Beweise , leuchtende Sterne und Assoziationen in Galaxien; Proceedings of the Symposium, Porto-Kheli, Griechenland, 26.-31. Mai 1985. Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1986, p. 451-466.
• (en) Pavel Kroupa, Zur Variation der anfänglichen Massenfunktion , MNRAS 322, 231 (2001) Siehe online .
• (en) Pavel Kroupa, Die anfängliche Massenfunktion von Sternen: Beweis für Einheitlichkeit in variablen Systemen , Science 295, 82 (2002) Siehe online .

Zum Thema passende Artikel

• Geburt der Sterne