तारकीय प्रारंभिक द्रव्यमान फलन

तारा निर्माण से उच्च-द्रव्यमान वाले तारों की तुलना में कहीं अधिक कम-द्रव्यमान वाले तारे बनते हैं, और प्रारंभिक द्रव्यमान फलन जन्म द्रव्यमानों के इस वितरण को दर्शाता है, एक एकल संबंध जो संपूर्ण तारकीय आबादी के प्रकाश, रंग और रासायनिक विकास को आकार देता है।

Definition

तारकीय प्रारंभिक द्रव्यमान फलन वह द्रव्यमान वितरण है जिसके साथ तारे तारा निर्माण के एक ही प्रकरण से जन्म लेते हैं, जिसे आमतौर पर प्रति इकाई द्रव्यमान अंतराल में तारों की संख्या के रूप में व्यक्त किया जाता है।

Scope

यह विषय प्रारंभिक द्रव्यमान फलन के अनुभवजन्य रूप को शामिल करता है, जिसमें उच्च द्रव्यमान पर क्लासिक साल्पेटर शक्ति नियम से लेकर आधुनिक रूपों द्वारा वर्णित कम द्रव्यमान पर समतलन और पलटाव, इसे मापने के लिए उपयोग की जाने वाली विधियाँ, विशिष्ट तारकीय द्रव्यमान की भौतिक उत्पत्ति, और यह प्रश्न कि यह फलन विभिन्न वातावरणों में कितना सार्वभौमिक है, शामिल हैं।

Core questions

• तारकीय जन्म द्रव्यमान कैसे वितरित होते हैं?
• कम-द्रव्यमान वाले तारे विशाल तारों की तुलना में इतने अधिक सामान्य क्यों हैं?
• कौन सी भौतिक प्रक्रियाएं विशिष्ट तारकीय द्रव्यमान निर्धारित करती हैं?
• क्या प्रारंभिक द्रव्यमान फलन हर जगह समान है?

Key concepts

• साल्पेटर ढलान
• विशेषता द्रव्यमान
• शक्ति-नियम वितरण
• कम-द्रव्यमान पलटाव
• भूरे बौने
• आईएमएफ सार्वभौमिकता
• चमक फलन

Key theories

साल्पेटर शक्ति नियम और आधुनिक रूप

साल्पेटर ने पाया कि तारों की संख्या द्रव्यमान बढ़ने के साथ शक्ति नियम के रूप में तेजी से घटती है; आधुनिक निर्धारण उच्च द्रव्यमान पर इस ढलान को बनाए रखते हैं लेकिन लगभग एक सौर द्रव्यमान से नीचे फलन को समतल करते हैं और इसे उप-तारकीय सीमा के पास पलट देते हैं।

आईएमएफ की अनुमानित सार्वभौमिकता

तारा-निर्माण वातावरण की एक विस्तृत श्रृंखला में प्रारंभिक द्रव्यमान फलन उल्लेखनीय रूप से समान प्रतीत होता है, जो एक सामान्य उत्पत्ति का सुझाव देता है; यह कहाँ और कैसे भिन्न होता है, उदाहरण के लिए अत्यधिक स्टारबर्स्ट या कम-धातुता की स्थिति में, एक खुला और सक्रिय रूप से बहस का विषय बना हुआ है।

Mechanisms

नवजात तारों का द्रव्यमान स्पेक्ट्रम आणविक बादलों के अशांत विखंडन, गुरुत्वाकर्षण पतन, अभिवृद्धि और प्रतिक्रिया के परस्पर क्रिया से उत्पन्न होता है; ये प्रक्रियाएं कुछ दसवें सौर द्रव्यमान के पास एक विशिष्ट द्रव्यमान निर्धारित करती हैं, जबकि दुर्लभ, अधिक विशाल तारों की एक तीव्र पूंछ की अनुमति देती हैं।

Clinical relevance

प्रारंभिक द्रव्यमान फलन खगोल भौतिकी में सबसे व्यापक रूप से उपयोग की जाने वाली मात्राओं में से एक है: यह देखे गए प्रकाश को तारकीय द्रव्यमान में परिवर्तित करता है, चमकदार विशाल तारों और मंद दीर्घजीवी तारों के अनुपात को निर्धारित करता है, और गांगेय रासायनिक संवर्धन, सुपरनोवा दरों और आकाशगंगाओं के अनुमानित तारा-निर्माण इतिहास के मॉडल को आधार प्रदान करता है।

History

साल्पेटर ने 1955 में सौर पड़ोस में अपने शक्ति-नियम फिट के साथ प्रारंभिक द्रव्यमान फलन प्रस्तुत किया; स्कालो, क्रूपा, चाब्रियर और अन्य द्वारा बाद के काम ने कम-द्रव्यमान व्यवहार को परिष्कृत किया, और इसकी सार्वभौमिकता के प्रश्न की 2010 में बैस्टियन और सहयोगियों द्वारा गंभीर रूप से समीक्षा की गई।

Debates

आईएमएफ की सार्वभौमिकता बनाम भिन्नता

क्या प्रारंभिक द्रव्यमान फलन वास्तव में सार्वभौमिक है या पर्यावरण के साथ व्यवस्थित रूप से भिन्न होता है, जैसे कि तीव्र स्टारबर्स्ट में शीर्ष-भारी होना या विशाल अण्डाकार आकाशगंगाओं में नीचे-भारी होना, इस पर सक्रिय रूप से बहस होती है और अनुमानित आकाशगंगा द्रव्यमान और इतिहास के लिए इसके बड़े परिणाम होते हैं।

Key figures

• Edwin Salpeter
• Pavel Kroupa
• Gilles Chabrier
• John Scalo

Seminal works

• salpeter1955
• bastian2010

Frequently asked questions

बड़े तारों की तुलना में छोटे तारे इतने अधिक क्यों होते हैं?

प्रारंभिक द्रव्यमान फलन द्रव्यमान के साथ तेजी से घटता है, इसलिए प्रत्येक बहुत विशाल तारे के लिए कई कम-द्रव्यमान वाले तारे बनते हैं; यह दर्शाता है कि आणविक बादलों का विखंडन और पतन बड़े तारों की तुलना में छोटे तारों के उत्पादन का पक्ष कैसे लेता है।

आकाशगंगाओं का अध्ययन करने के लिए प्रारंभिक द्रव्यमान फलन क्यों मायने रखता है?

एक आकाशगंगा का अधिकांश प्रकाश दुर्लभ विशाल तारों से आता है जबकि इसका अधिकांश द्रव्यमान मंद कम-द्रव्यमान वाले तारों में होता है; एक प्रारंभिक द्रव्यमान फलन को मानने से खगोलविदों को देखे गए प्रकाश को कुल तारकीय द्रव्यमान में बदलने और सुपरनोवा दरों और रासायनिक संवर्धन की भविष्यवाणी करने में मदद मिलती है।