Русская Википедия:Начальная функция масс
Шаблон:ОТО Начальная функция масс — эмпирическая функция, описывающая распределение масс звёзд в элементе объёма с точки зрения их начальной массы (масса, с которой они сформировались). Свойства и эволюция звёзд тесно связаны с их массой, поэтому НФМ является важным предсказательным инструментом для астрономов при изучении большого количества звёзд. НФМ относительно инвариантна для похожих групп звезд. Важным является предположение о единстве, универсальности НФМ для всей Галактики или, по крайней мере, для большой её части. Это предположение связано с возможностью моделирования эволюции характеристик звёздного населения нашей и других галактик. В настоящее время на основе исследования функций масс рассеянных звёздных скоплений установлено, что в области, занимаемой хорошо исследованными рассеянными скоплениями, НФМ является универсальной, однако существуют небольшие вариации наклона спектра масс от скопления к скоплению[1].
Формулировка НФМ
Функцию масс можно определять разными способами: от прямых подсчетов звезд, до использования глобальных характеристик (плюс какая-то модель). В настоящее время НФМ описывается степенной функцией, где <math>dN = N(M) dM</math>, количество звезд с массами в диапазоне от <math>M</math> до <math>M + dM</math> в заданном объёме пространства, пропорционально <math>M^{-\alpha} dM</math>, где <math>\alpha</math> является безразмерным показателем. НФМ может быть выведена из функции светимости звёзд, существующих в настоящее время, с помощью соотношение масса-светимость и, учитывая модели того, как скорость формирования звёзд меняется со временем, задав модель излучения для каждой массы на каждой стадии эволюции.
НФМ звёзд более массивных, чем наше Солнце впервые были записаны Эдвином Солпитером в 1955 году. В его работе показатель <math>\alpha=2.35</math>. Эта форма НФМ называется функцией Солпитера или солпитеровская НФМ. Она показывает, что вероятность рождения звезды примерно обратно пропорционально квадрату её массы и что число звёзд в каждом диапазоне масс быстро убывает с ростом массы.
Позже другие авторы провели дополнительные исследования для звёзд с массами ниже одной солнечной. Гленн Миллер (Glenn E. Miller) и Э. Джон М. Скало (John M. Scalo) предложили НФМ для звёзд с массами ниже одной солнечной (для них α был близок к 0). Павел Крупа сохранил α=2,3 для звёзд с массами выше половины солнечной, но ввёл α=1,3 для звёзд от 0.08 до 0.5 масс Солнца и α=0,3 для звёзд с массами ниже 0,08 солнечных масс[2].
- <math>\xi(M) = \begin{cases}
k_0\left(\frac{M}{m_0}\right)^{-\alpha_0}&,\quad m_0 < M \le m_1\\ k_1\left(\frac{M}{m_1}\right)^{-\alpha_1}&,\quad m_1 < M \le m_2\\ k_2\left(\frac{M}{m_2}\right)^{-\alpha_2}&,\quad m_2 < M \end{cases} </math> где <math>m_0 = 0.01\, m_{\odot}</math>, <math>m_1 = 0.08\, m_{\odot}</math>, <math>m_2 = 0.5\, m_{\odot}</math>; <math>\alpha_0=0.3</math>, <math>\alpha_1=1.3</math>, <math>\alpha_2=2.3</math>[3].
Существует большая неопределенность в отношении НФМ субзвёзд. Также некоторые скопления по неизвестным пока причинам показывают резкие отклонения от обычной для этих объектов функции масс. Так, исследования собственных движений в поле скопления NGC 752 показывают, что оно практически не содержит звёзд малых масс. По всей видимости ещё долго будут появляться работы, где будут находить все новые и новые свидетельства в пользу солпитеровской функции масс или в пользу Миллера-Скало, или же будут предлагать новые варианты[4].
Примечания
Литература
- Edwin Salpeter, The luminosity function and stellar evolution, ApJ 121, 161 (1955)Шаблон:Ref-en
- Glen Miller & John Scalo, The initial mass function and stellar birthrate in the solar neighborhood, ApJS 41, 513 (1979)Шаблон:Ref-en
- John Scalo, The initial mass function of massive stars in galaxies. Empirical evidence, Luminous stars and associations in galaxies; Proceedings of the Symposium, Porto-Kheli, Greece, May 26-31, 1985. Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1986, p. 451—466.Шаблон:Ref-en
Ссылки
