Función de masa inicial

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Región de formación de estrellas N11B.

La función in initial mass ( función de masa inicial, o IMF, inglés ) es una función empírica que describe la distribución de masas de una población de estrellas de última generación en función de su masa inicial teórica en el momento de la formación; devuelve el número de estrellas de masa por cubo de pársec . Se puede encontrar usando la función de brillo actual y la relación entre la masa de las estrellas y su brillo.

Forma del FMI

En 1955, el astrónomo estadounidense Edwin Salpeter determinó la forma funcional del FMI para estrellas de mayor masa que el sol, de la siguiente manera:

Dónde está es el número de estrellas en masa . [1]

El telescopio espacial Spitzer muestra numerosos grupos de formación de estrellas en infrarrojos

Esta formulación se llama función Salpeter y muestra que el número de estrellas en un rango de masa dado disminuye rápidamente a medida que aumenta la masa.

Se han obtenido otras formas del FMI, como la de Scalo [2] o la de Chabrier [3] .

Aunque el FMI se conoce ahora con más precisión que las estimaciones de Salpeter, todavía no está claro si hay desviaciones significativas de la tendencia descrita en los regímenes de masas más pequeñas. Otro campo de interés es la universalidad del FMI, es decir, su independencia de las condiciones iniciales, como los campos magnéticos , la rotación y la metalicidad de la nube protoestelar.

Los datos de observación sobre la formación de estrellas confirman que las diferentes teorías de los diversos tipos de IMF están unidas por el hecho de que las estrellas se originan a partir de grupos densos, o fragmentos de protoestrellas más masivas que las mismas estrellas que eventualmente nacerán; y este hecho sugiere la idea de que el origen de las masas estelares depende de las distribuciones de masa de los propios grupos densos y de su eficiencia para formar una estrella o grupos de estrellas.

Recientemente, las investigaciones espectroscópicas de las nubes moleculares han llevado a la identificación de los grupos en las propias nubes, a fin de dar la posibilidad de establecer su distribución de masa en una amplia gama de densidades y espacios. El estudio de cada nube llevó a la conclusión de que la distribución de masa es muy similar en todas partes, por lo que esta teoría puede tomarse como una valencia universal.

Sin embargo, las observaciones [4] realizadas en 2018 con el radiotelescopio ALMA en una región a 18.000 años luz de la Tierra mostraron que la distribución encontrada parece ser discordante con esta ley . [5]

Dentro de cada grupo, los procesos evolutivos y dinámicos alteran la distribución de las masas; el número de estrellas, en cada intervalo de masa, disminuye rápidamente con el aumento de la masa misma.

Nota

  1. ^ Edwin Salpeter, La función de luminosidad y evolución estelar , en ApJ , vol. 121, 1955, pág. 161.
  2. ^ Miller, GE; Scalo, JM, La función de masa inicial y la tasa de natalidad estelar en el vecindario solar , en ApJS , vol. 41, 1979, págs. 513-547.
  3. ^ Chabrier, Gilles, Función de masa inicial estelar galáctica y subestelar , en PASP , vol. 115, 2003, pág. 76.
  4. ^ F. Motte y col. , La proporción inesperadamente grande de núcleos de formación de estrellas de gran masa en un mini-starburst galáctico ( resumen ), en Nature , 30 de abril de 2018, DOI : 10.1038 / s41550-018-0452-x .
  5. ^ Maura Sandri, Estrellas desobedientes , en media.inaf.it , 30 de abril de 2018.

Referencias

  • Pavel Kroupa, Sobre la variación de la función de masa inicial , MNRAS 322, 231 (2001) arXiv preprint
  • Pavel Kroupa, La función de masa inicial de las estrellas: evidencia de uniformidad en sistemas variables , Science 295, 82 (2002) preprint arXiv

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