Hàm Khối lượng Ban đầu của Sao

Sự hình thành sao tạo ra nhiều sao khối lượng thấp hơn sao khối lượng cao, và hàm khối lượng ban đầu ghi lại sự phân bố khối lượng khi sinh này, một mối quan hệ duy nhất định hình ánh sáng, màu sắc và sự tiến hóa hóa học của toàn bộ quần thể sao.

Definition

Hàm khối lượng ban đầu của sao là sự phân bố khối lượng mà các ngôi sao được sinh ra từ một giai đoạn hình thành sao duy nhất, thường được biểu thị bằng số lượng sao trên một đơn vị khoảng khối lượng.

Scope

Chủ đề này bao gồm dạng thực nghiệm của hàm khối lượng ban đầu, từ định luật lũy thừa Salpeter cổ điển ở khối lượng cao đến sự phẳng hóa và điểm uốn ở khối lượng thấp được mô tả bởi các dạng hiện đại, các phương pháp được sử dụng để đo lường nó, nguồn gốc vật lý của khối lượng sao đặc trưng, và câu hỏi về tính phổ quát của hàm này trên các môi trường khác nhau.

Core questions

• Khối lượng khi sinh của sao được phân bố như thế nào?
• Tại sao các ngôi sao khối lượng thấp lại phổ biến hơn nhiều so với các ngôi sao khối lượng lớn?
• Những quá trình vật lý nào thiết lập khối lượng sao đặc trưng?
• Hàm khối lượng ban đầu có giống nhau ở mọi nơi không?

Key concepts

• độ dốc Salpeter
• khối lượng đặc trưng
• phân bố theo định luật lũy thừa
• điểm uốn khối lượng thấp
• sao lùn nâu
• tính phổ quát của IMF
• hàm độ sáng

Key theories

Định luật lũy thừa Salpeter và các dạng hiện đại

Salpeter nhận thấy rằng số lượng sao giảm mạnh theo khối lượng tăng dần theo định luật lũy thừa; các xác định hiện đại giữ độ dốc này ở khối lượng cao nhưng làm phẳng hàm dưới khoảng một khối lượng mặt trời và làm nó uốn cong gần ranh giới dưới sao.

Tính phổ quát gần đúng của IMF

Trên một phạm vi rộng các môi trường hình thành sao, hàm khối lượng ban đầu dường như tương tự đáng kể, cho thấy một nguồn gốc chung; liệu và ở đâu nó thay đổi, ví dụ trong các vụ bùng nổ sao cực đoan hoặc điều kiện kim loại thấp, vẫn là một câu hỏi mở và đang được tranh luận sôi nổi.

Mechanisms

Phổ khối lượng của các ngôi sao mới sinh được cho là xuất hiện từ sự tương tác của sự phân mảnh hỗn loạn của các đám mây phân tử, sự sụp đổ hấp dẫn, sự bồi tụ và phản hồi; các quá trình này thiết lập một khối lượng đặc trưng gần vài phần mười khối lượng mặt trời trong khi cho phép một phần đuôi dốc của các ngôi sao hiếm hơn, khối lượng lớn hơn.

Clinical relevance

Hàm khối lượng ban đầu là một trong những đại lượng được sử dụng rộng rãi nhất trong vật lý thiên văn: nó chuyển đổi ánh sáng quan sát được thành khối lượng sao, thiết lập tỷ lệ giữa các ngôi sao khối lượng lớn phát sáng và các ngôi sao khối lượng thấp mờ nhạt có tuổi thọ dài, và là nền tảng cho các mô hình làm giàu hóa học thiên hà, tỷ lệ siêu tân tinh và lịch sử hình thành sao suy ra của các thiên hà.

History

Salpeter đã giới thiệu hàm khối lượng ban đầu vào năm 1955 với sự phù hợp theo định luật lũy thừa của ông với vùng lân cận mặt trời; công trình sau này của Scalo, Kroupa, Chabrier và những người khác đã tinh chỉnh hành vi ở khối lượng thấp, và câu hỏi về tính phổ quát của nó đã được Bastian và các cộng sự xem xét kỹ lưỡng vào năm 2010.

Debates

Tính phổ quát so với sự biến đổi của IMF

Việc hàm khối lượng ban đầu có thực sự phổ quát hay thay đổi một cách có hệ thống theo môi trường, chẳng hạn như trở nên nặng ở phần trên trong các vụ bùng nổ sao dữ dội hoặc nặng ở phần dưới trong các thiên hà elip khối lượng lớn, đang được tranh luận sôi nổi và có những hậu quả lớn đối với khối lượng và lịch sử thiên hà suy ra.

Key figures

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

Seminal works

• salpeter1955
• bastian2010

Frequently asked questions

Tại sao lại có nhiều ngôi sao nhỏ hơn ngôi sao lớn?

Hàm khối lượng ban đầu giảm mạnh theo khối lượng, vì vậy đối với mỗi ngôi sao rất lớn, nhiều ngôi sao khối lượng thấp hình thành; điều này phản ánh cách sự phân mảnh và sụp đổ của các đám mây phân tử ưu tiên tạo ra các ngôi sao nhỏ hơn là các ngôi sao lớn.

Tại sao hàm khối lượng ban đầu lại quan trọng đối với việc nghiên cứu các thiên hà?

Hầu hết ánh sáng của một thiên hà đến từ các ngôi sao khối lượng lớn hiếm hoi trong khi hầu hết khối lượng của nó nằm trong các ngôi sao khối lượng thấp mờ nhạt; việc giả định một hàm khối lượng ban đầu cho phép các nhà thiên văn học chuyển đổi ánh sáng quan sát được thành tổng khối lượng sao và dự đoán tỷ lệ siêu tân tinh và sự làm giàu hóa học.