초기질량함수

별형성
객체 클래스
성간매질 분자운 복굴절 흑운성운 젊은 항성 천체 프로토스타 주계열 전성 황소자리 T별 허빅 Ae/Be star 그녀의 큰-하로 천체
이론개념
강착 초기질량함수 청바지 불안정 켈빈-헬름홀츠 메커니즘 성운설 행성이동
v t

천문학에서 초기질량함수(, IMF)는 항성이 형성되는 동안 항성군의 초기질량분포를 설명하는 경험적 함수입니다.^[1]IMF는 개별 별의 형성과 진화를 설명할 뿐만 아니라 은하의 형성과 진화를 설명하는 중요한 연결고리 역할을 합니다.^[1]IMF는 종종 특정 질량을 가진 별의 확률을 설명하는 확률 밀도 함수(PDF)로 주어집니다.^[2]그것은 주계열성에서 벗어난 진화의 시간이 지난 후 적색 거성, 백색 왜성, 중성자성, 블랙홀과 같은 별들의 질량 분포를 설명하는 현재의 질량 함수(PDMF)와는 다릅니다.^[2]IMF는 광도 함수에서 파생된 반면 PDMF는 현재 광도 함수에서 파생됩니다.IMF와 PDMF는 "스텔라 창조 기능"을 통해 연결될 수 있습니다.^[2]항성생성함수는 질량 범위와 시간 간격의 공간 단위 부피당 항성의 개수로 정의됩니다.모든 주계열성은 은하보다 수명이 더 길기 때문에 IMF와 PDMF는 동치입니다.마찬가지로, IMF와 PDMF는 무한한 수명으로 인해 갈색 왜성에서 동등합니다.^[2]

별의 속성과 진화는 질량과 밀접한 관련이 있기 때문에 IMF는 천문학자들이 대량의 별을 연구하는 데 중요한 진단 도구입니다.예를 들어, 항성의 초기 질량은 항성의 색상, 광도, 반지름, 복사 스펙트럼, 그리고 항성이 일생 동안 성간 공간으로 방출하는 물질과 에너지의 양을 결정하는 주요 요소입니다.^[1]낮은 질량에서 IMF는 은하계 질량 예산과 형성되는 서브스텔라 천체의 수를 설정합니다.중간 질량에서 국제통화기금은 성간매질의 화학적 농축을 조절합니다.높은 질량에서 IMF는 발생하는 핵붕괴 초신성의 수를 설정하고 따라서 운동에너지 피드백을 설정합니다.

IMF는 한 그룹의 별에서 다른 그룹으로 비교적 불변하지만, 일부 관측은 IMF가 다른 환경에서 다르고,^[3][4][5] 초기 은하에서 잠재적으로 극적으로 다를 수 있음을 시사합니다.^[6]

발전

항성의 질량은 케플러의 제3법칙을 쌍성계에 적용해야만 직접적으로 측정할 수 있습니다.그러나 직접 관찰할 수 있는 이진 시스템의 수가 적기 때문에 초기 질량 함수를 추정하기에 표본이 충분하지 않습니다.따라서 항성 광도 함수는 질량-광도 관계를 적용하여 질량 함수(현재 질량 함수, PDMF)를 도출하는 데 사용됩니다.^[2]광도함수는 거리를 정확하게 측정해야 하며, 가장 간단한 방법은 지구로부터 20 파섹 이내의 항성 시차를 측정하는 것입니다.짧은 거리는 희미한 크기(시각 대역에서 크기가 12 이상인)를 가진 별의 경우 거리의 불확실성이 더 큰 샘플 수를 산출하지만, 가까운 별의 거리 오차를 줄이고 쌍성계를 정확하게 측정할 수 있습니다.^[2]별의 크기는 나이에 따라 다르므로 질량-광도 관계의 결정도 나이를 고려해야 합니다.질량이 0.7 이상인 별들의 경우 크기가 크게 증가하는 데는 100억 년 이상이 걸립니다.질량이 0.13 이하인 저질량 별의 경우M_☉,주계열성에 도달하는데 5×10년이⁸ _☉걸립니다.^[2]

IMF는 종종 일련의 거듭제곱 법칙으로 언급되는데, 여기서 N($m{\displaystyle )}$ ${\displaystyle dm}$ ${\displaystyle N(m)\mathrm {d}$m($때로는$${\displaystyle }$ξ($)$로도 표시됨) δ$m {\displaystyle$ \xi(m)\$델타 m}),$ 지정된 공간의 부피 내에서$$ $m{\displaystyle }$ ${\displaystyle$ m$}$ ~ m$$ +${\displaystyle d}$ m ${\displaystyle m+\mathrm {d} m}$ 범위에 있는 질량을 가진 별의 수는 $m{\displaystyle {}^{}}$- ${\displaystyle {\alpha }^{}}$ ${\$에 비례하며$,$ 여기서 $\alpha {\displaystyle }$ ${\displaystyle \alpha }$는 무차원 지수입니다.

IMF의 일반적인 형태는 Kroupa (2001) 고장 권력법과^[7] Chabrier (2003) log-normal입니다.^[2]

살페터 (1955)

Edwin E. Salpeter는 그의 방정식에 거듭제곱 법칙을 적용하여 IMF를 정량화하려고 시도한 최초의 천체 물리학자입니다.^[8]그의 작품은 태양과 같은 별들을 매우 정확하게 쉽게 관찰할 수 있는 것에 기반을 두고 있습니다.^[2]살페터는 질량 함수를 로그 질량 간격에 따라 한 번에 관측되는 공간의 별들의 수로 정의했습니다.^[2]그의 연구는 이 모든 매개변수들을 $\alpha$ = ${\displaystyle 2.}$35$${\displaystyle \alpha = 2.35}의 지수로 수렴하면서 많은 이론 매개변수들이 방정식에 포함될 수 있게 했습니다. 살페터 IMF는

여기서$$ξ 0 ${\displaystyle$\xi_{0}}은 국부적인 항성 밀도와 관련된 상수입니다.

밀러-스칼로 (1979)

Glenn E. Miller와 John M. Scalo는 질량이 1 아래로 떨어질 때 IMF "flattened" ($$ → ${\displaystyle 0}$ ${\$displaystyle $\alpha \rightarrow 0$를 제안함으로써 Salpeter의 연구를 확장했습니다.M_☉.^[9]

Kroupa (2001)

Pavel Kroupa는 $\alpha$ =${\displaystyle \mathrm{}}$2${\displaystyle .3}$ {\displaystyle \alpha = 2.3}을 0.5 이상으로 유지했습니다$.$M_☉,0.08-0.5 사이에 $\alpha$ = 1.3 {\${\displaystyle \mathrm{displaystyle}}$\$alpha$ = 1.3}을(를) 도입했습니다.M $0$.08 $α$ = 0.3 {\displaystyle \alpha = 0.3}M_☉.0.5~1.0 _☉사이M_☉,해결되지 않은 이진 별을 수정하면 $\alpha$ = $7$ {\displaystyle \alpha = 2.7}의 네 번째 도메인도 추가됩니다.

채브리에 (2003)

채브리에는 은하원반의 개별 별들의 밀도를 pc⁻³ 단위로 다음과 같이 표현했습니다.^[2]

이 식은 로그 정규식이며, 질량의 로그가 최대 1까지의 가우스 분포를 따른다는 것을 의미합니다.M_☉.

그는 항성계(즉, 쌍성계)에 대해 다음과 같이 설명했습니다.

경사도

초기 질량 함수는 일반적으로 로그(N) 대 로그(m)의 로그 척도로 그래프화됩니다.이러한 그림은 기울기 γ가 1–α인 대략적인 직선을 제공합니다.따라서 γ는 종종 초기 질량 함수의 기울기라고 불립니다.현재의 질량 함수는, 계수 형성을 위해, 주계열에서 벗어나 진화한 더 높은 질량에서 굴러 떨어지는 것을 제외하고는 기울기가 같습니다.^[10]

불확정성

성간 영역에 대한 불확실성이 큽니다.특히, 전체 서브스텔라와 항성 질량 범위를 포괄하는 단일 IMF라는 고전적인 가정은 의문시되고 있는데, 이는 서브스텔라 천체들에 대한 가능한 다양한 형성 방식을 설명하기 위한 두 성분의 IMF, 즉 갈색 왜성과 매우 낮은 질량의 별들을 포괄하는 하나의 IMF를 선호하는 것입니다.질량이 더 큰 갈색 왜성부터 가장 무거운 별까지 다양한 영역에 걸쳐 있습니다.이는 대략 0.05-0.2 사이의 중첩 영역으로 이어집니다.M_☉ 여기서 두 형성 모드 모두 이 질량 범위의 물체를 설명할 수 있습니다.^[11]

변화

IMF의 가능한 변화는 은하 신호에 대한 우리의 해석에 영향을 미치며 따라서 우주 별 형성 역사의^[12] 추정이 중요합니다.

이론적으로 IMF는 다양한 별 형성 조건에 따라 달라져야 합니다.주변 온도가 높으면 붕괴하는 가스 구름(진스 질량)의 질량이 증가하고, 기체 금속성이 낮아지면 복사압이 감소하여 기체의 강착이 쉬워지고, 둘 다 성단에서 더 무거운 별이 형성됩니다.은하계 전반의 IMF는 별-성단 규모의 IMF와 다를 수 있으며 은하계 별의 형성 역사에 따라 체계적으로 변화할 수 있습니다.^{[13][14][15][16]}

단일 별이 분해될 수 있는 국소 우주의 측정은 불변의 IMF와^{[17][18][19][15][20]} 일치하지만 결론은 무거운 별의 수가 적고 쌍성계를 단일 별에서 구별하는 데 어려움이 있기 때문에 큰 측정 불확실성에 시달립니다.따라서 IMF 변동 효과는 현지 우주에서 관찰할 수 있을 정도로 두드러지지 않습니다.그러나 우주 시간에 걸친 최근의 측광학 조사는 높은 적색편이에서 IMF의 잠재적인 체계적인 변화를 시사합니다.^[21]

별의 형성 활동이 현재의 은하수보다 수백 배 또는 수천 배 더 강력할 수 있는 은하계 근처에서 훨씬 더 이른 시기에 형성된 시스템은 더 나은 이해를 제공할 수 있습니다.It has been consistently reported both for star clusters^[22][23][24] and galaxies^{[25][26][27][28][29][30][31][32][33]} that there seems to be a systematic variation of the IMF. However, the measurements are less direct.성단의 경우 복잡한 동적 진화로 인해 IMF는 시간이 지남에 따라 변화할 수 있습니다.^[a]

참고문헌

메모들

추가열람

• Scalo, J. M. (1986). "The initial mass function of massive stars in galaxies Empirical evidence". Luminous Stars and Associations in Galaxies. 116: 451. Bibcode:1986IAUS..116..451S.
• Scalo, J. M. (1986). "The Stellar Initial Mass Function". Fundamentals of Cosmic Physics. 11: 1. Bibcode:1986FCPh...11....1S.
• Kroupa, Pavel (2002). "The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems". Science (Submitted manuscript). 295 (5552): 82–91. arXiv:astro-ph/0201098. Bibcode:2002Sci...295...82K. doi:10.1126/science.1067524. PMID 11778039. S2CID 14084249.
• Sparke, Linda S.; Gallagher, John S. III (5 February 2007). Galaxies in the Universe: An Introduction. Cambridge University Press. pp. 1–. ISBN 978-1-139-46238-9.

외부 링크

• "Pavel Kroupa (Prague and Bonn): The stellar initial mass function: the IMF". YouTube. April 8, 2022.