En astronomía , la función de masa inicial ( IMF ) es una función empírica que describe la distribución inicial de masas para una población de estrellas. El FMI es un resultado del proceso de formación de estrellas . El IMF a menudo se da como una función de distribución de probabilidad (PDF) para la masa a la que una estrella entra en la secuencia principal (comienza la fusión de hidrógeno ). La función de distribución se puede utilizar para construir la distribución de masa (el histograma de masas estelares) de una población de estrellas. Se diferencia de la función de masa actual. (PDMF), la distribución actual de masas de estrellas, debido a la evolución y muerte de estrellas que ocurre a diferentes velocidades para diferentes masas, así como la mezcla dinámica en algunas poblaciones.
Las propiedades y la evolución de una estrella están estrechamente relacionadas con su masa, por lo que la IMF es una importante herramienta de diagnóstico para los astrónomos que estudian grandes cantidades de estrellas. Por ejemplo, la masa inicial de una estrella es el factor principal que determina su color , luminosidad y duración. En masas bajas, el FMI establece el presupuesto de masa de la Vía Láctea y el número de objetos subestelares que se forman. En masas intermedias, el IMF controla el enriquecimiento químico del medio interestelar . En masas altas, el IMF establece el número de supernovas de colapso del núcleo que ocurren y, por lo tanto, la retroalimentación de energía cinética.
El FMI es relativamente invariante de un grupo de estrellas a otro, aunque algunas observaciones sugieren que el FMI es diferente en diferentes entornos. [1] [2] [3]
Forma del FMI
El FMI se expresa a menudo en términos de una serie de leyes de poder , donde (a veces también representado como ), el número de estrellas con masas en el rango a dentro de un volumen específico de espacio, es proporcional a , dónde es un exponente adimensional. El FMI se puede inferir de la función de luminosidad estelar actual utilizando la relación masa estelar -luminosidad junto con un modelo de cómo la tasa de formación de estrellas varía con el tiempo. Las formas más utilizadas del FMI son la ley de potencia rota de Kroupa (2001) [4] y el log-normal de Chabrier (2003). [5]
Salpeter (1955)
El FMI de las estrellas más masivas que nuestro Sol fue cuantificado por primera vez por Edwin Salpeter en 1955. [6] Su trabajo favoreció a un exponente de. Esta forma del FMI se denomina función Salpeter o FMI Salpeter. Muestra que el número de estrellas en cada rango de masa disminuye rápidamente al aumentar la masa. La función de masa inicial de Salpeter es
dónde es la masa solar , y es una constante relacionada con la densidad estelar local.
Miller-Scalo (1979)
Los autores posteriores ampliaron el trabajo por debajo de una masa solar ( M ☉ ). Glenn E. Miller y John M. Scalo sugirieron que el FMI "aplanó" (se acercó) por debajo de una masa solar. [7]
Kroupa (2001)
Pavel Kroupa mantuvo por encima de la mitad de una masa solar, pero introdujo entre 0.08-0.5 M ☉ ypor debajo de 0,08 M ☉ .
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Chabrier (2003)
Chabrier 2003 para estrellas individuales:
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Chabrier 2003 para sistemas estelares (por ejemplo, binarios):
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Pendiente
La función de masa inicial generalmente se representa gráficamente en una escala logarítmica de log (N) frente a log (m). Estas gráficas dan aproximadamente líneas rectas con una pendiente Γ igual a 1-α. Por tanto, Γ a menudo se denomina pendiente de la función de masa inicial. La función de masa actual, para la formación coetánea, tiene la misma pendiente, excepto que se desliza en masas más altas que se han alejado de la secuencia principal. [8]
Incertidumbres
Existen grandes incertidumbres con respecto a la región subestelar . En particular, la suposición clásica de un único IMF que cubre todo el rango de masas estelares y subestelares se está cuestionando a favor de un IMF de dos componentes para dar cuenta de los posibles modos de formación diferentes de los objetos subestelares. Es decir, una IMF que cubre las enanas marrones y las estrellas de muy baja masa por un lado, y otra que va desde las enanas marrones de mayor masa hasta las estrellas más masivas por el otro. Tenga en cuenta que esto conduce a una región de superposición entre aproximadamente 0,05 y 0,2 M ☉ donde ambos modos de formación pueden explicar los cuerpos en este rango de masa. [9]
Variación
La posible variación del FMI afecta nuestra interpretación de las señales de las galaxias y la estimación de la historia de la formación de estrellas cósmicas [10], por lo que es importante considerarla.
En teoría, el FMI debería variar con diferentes condiciones de formación de estrellas. Una temperatura ambiente más alta aumenta la masa de nubes de gas que colapsan ( masa de Jeans ); La menor metalicidad del gas reduce la presión de radiación y, por lo tanto, facilita la acumulación de gas, y ambos conducen a la formación de estrellas más masivas en un cúmulo de estrellas. El IMF de toda la galaxia puede ser diferente del IMF a escala de cúmulos de estrellas y puede cambiar sistemáticamente con la historia de formación de estrellas de galaxias. [11]
Las mediciones del Universo local donde las estrellas individuales pueden resolverse son consistentes con un IMF invariante [12] pero la conclusión adolece de una gran incertidumbre de medición debido al pequeño número de estrellas masivas y las dificultades para distinguir los sistemas binarios de las estrellas individuales. Por lo tanto, el efecto de variación del FMI no es lo suficientemente prominente para ser observado en el Universo local.
Los sistemas formados mucho antes o más lejos del vecindario galáctico, donde la actividad de formación de estrellas puede ser cientos o incluso miles de veces más fuerte que la Vía Láctea actual, pueden dar una mejor comprensión. Se ha informado consistentemente tanto para los cúmulos de estrellas [13] como para las galaxias [14] que parece haber una variación sistemática del FMI. Sin embargo, las medidas son menos directas. Para los cúmulos de estrellas, el FMI puede cambiar con el tiempo debido a una complicada evolución dinámica.
Referencias
- ^ Conroy, Charlie; van Dokkum, Pieter G. (2012). "La función de masa inicial estelar en galaxias de tipo temprano de espectroscopia de línea de absorción. II. Resultados". El diario astrofísico . 760 (1): 71. arXiv : 1205.6473 . Código bibliográfico : 2012ApJ ... 760 ... 71C . doi : 10.1088 / 0004-637X / 760/1/71 .
- ^ Kalirai, Jason S .; Anderson, Jay; Dotter, Aaron; Richer, Harvey B .; Fahlman, Gregory G .; Hansen, Brad MS; Hurley, Jarrod; Reid, I. Neill; Rich, R. Michael; Shara, Michael M. (2013). "Imágenes del telescopio espacial Hubble ultraprofundo de la pequeña nube de Magallanes: la función de masa inicial de las estrellas con M <1 Msun". El diario astrofísico . 763 (2): 110. arXiv : 1212.1159 . Código Bibliográfico : 2013ApJ ... 763..110K . doi : 10.1088 / 0004-637X / 763/2/110 .
- ^ Geha, Marla; Brown, Thomas M .; Tumlinson, Jason; Kalirai, Jason S .; Simon, Joshua D .; Kirby, Evan N .; VandenBerg, Don A .; Muñoz, Ricardo R .; Ávila, Roberto J .; Guhathakurta, Puragra; Ferguson, Henry C. (2013). "La función de masa inicial estelar de galaxias enanas ultra débiles: evidencia de variaciones del FMI con el entorno galáctico". El diario astrofísico . 771 (1): 29. arXiv : 1304.7769 . Código Bibliográfico : 2013ApJ ... 771 ... 29G . doi : 10.1088 / 0004-637X / 771/1/29 .
- ^ Kroupa, Pavel (2001). "Sobre la variación de la función de masa inicial". MNRAS . 322 (2): 231–246. arXiv : astro-ph / 0009005 . Código Bibliográfico : 2001MNRAS.322..231K . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04022.x .
- ^ Chabrier, Gilles (2003). "Función de masa inicial estelar y subestelar galáctica". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 115 (809): 763–795. arXiv : astro-ph / 0304382 . Código bibliográfico : 2003PASP..115..763C . doi : 10.1086 / 376392 .
- ^ Salpeter, Edwin (1955). "La función de luminosidad y evolución estelar". Revista astrofísica . 121 : 161. Código Bibliográfico : 1955ApJ ... 121..161S . doi : 10.1086 / 145971 .
- ^ Miller, Glenn; Scalo, John (1979). "La función de masa inicial y la tasa de natalidad estelar en el vecindario solar". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 41 : 513. Bibcode : 1979ApJS ... 41..513M . doi : 10.1086 / 190629 .
- ^ Massey, Philip (1998). "La función de masa inicial de estrellas masivas en el grupo local". La función de masa inicial estelar (38ª Conferencia de Herstmonceux) . 142 : 17. Código Bibliográfico : 1998ASPC..142 ... 17M .
- ^ Kroupa, Pavel; et al. (2013). "El FMI estelar y sub-estelar de poblaciones simples y compuestas". Sistemas estelares y estructura galáctica, vol. V . arXiv : 1112.3340 . Código Bibliográfico : 2013pss5.book..115K . doi : 10.1007 / 978-94-007-5612-0_4 .
- ^ cf. Wilkins y col. (2008)
- ^ Kroupa y Weidner (2003) ; Weidner y col. (2004) ; Kroupa y col. (2013) ; Jerábková y col. (2018)
- ^ Kroupa (2001) , Kroupa (2002) ; Bastian y col. (2010) ; Kroupa y col. (2013) ; Hopkins (2018) .
- ^ Dabringhausen y col. (2009) , Dabringhausen et al. (2012) ; Marks y col. (2012)
- ^ Lee y col. (2009) ; Gunawardhana y col. (2011) ; Ferreras et al. (2013) ; Renzini y Andreon (2014) ; Urban y col. (2017) ; De Lucia y col. (2017) ; Okamoto y col. (2017) ; Romano y col. (2017) ; Zhang y col. (2018) .
Notas
- 1. ^ Diferentes masas de estrellas tienen diferentes edades, por lo que modificar la historia de formación de estrellas modificaría la función de masa actual, que imita el efecto de modificar el FMI.
Otras lecturas
- Scalo, JM (1986). "La función de masa inicial de estrellas masivas en galaxias Evidencia empírica". Estrellas luminosas y asociaciones en galaxias . 116 : 451. Código Bibliográfico : 1986IAUS..116..451S .
- Scalo, JM (1986). "La función de masa inicial estelar". Fundamentos de la Física Cósmica . 11 : 1. Código Bibliográfico : 1986FCPh ... 11 .... 1S .
- Kroupa, Pavel (2002). "La función de masa inicial de estrellas: evidencia de uniformidad en sistemas variables" . Ciencia (manuscrito enviado). 295 (5552): 82–91. arXiv : astro-ph / 0201098 . Código Bibliográfico : 2002Sci ... 295 ... 82K . doi : 10.1126 / science.1067524 . PMID 11778039 .
- Sparke, Linda S .; Gallagher, John S. III (5 de febrero de 2007). Galaxias en el universo: una introducción . Prensa de la Universidad de Cambridge. págs. 1–. ISBN 978-1-139-46238-9.