Астронет: О. В. Абрамова/ГАИШ Химическая эволюция газа в галактиках. Роль аккреции и оттока газа http://variable-stars.ru/db/msg/1246335/imf.html

Начальная функция масс

Наиболее часто используемая начальная функция масс — степенная, предложенная Солпитером в 1955 году. Её можно записать в виде

.

(1)

Солпитеровская функция масс предполагает, что звёзды рождаются в пределах 0.1 M_sun ≤ M ≤ 100 M_sun и нормировочный множитель a определяется соотношением

.

(2)

В последней четверти ХХ века были высказаны предположения, что маломассивные и массивные звёзды формируются по разным степенным законам и появились мульти-степенные НФМ (сравнение двух из них с НФМ Солпитера представлено на рис. 8).

Рис. 8: Сравнение степенной (Солпитер, x = 1.35) и многостепенных НФМ. Вверху — различные НФМ, внизу — мульти-степенные НФМ, нормированные на солпитеровскую начальную функцию масс звёзд [26].

Часто при моделировании рассматривается т.н. универсальная начальная функция масс звёзд, усреднённая по всем скоплениям, в которых образуются звёзды (НФМ Кроупа очень похожа на солпитеровскую НФМ для звёзд с массами, превышающими 0.5 M_sun), или по большим областям галактики (см., например, [23]). В то же время наблюдаемые пространственные флуктуации НФМ, которые нельзя отнести к статистическим эффектам, позволяют предположить, что за образование звёзд разных масс отвечают по крайней мере три различных физических процесса, и НФМ на самом деле должна быть разной для коричневых карликов с массами порядка 0,02 M_sun, для звёзд с массами порядка солнечной и звёзд промежуточных масс, а также для очень массивных звёзд [24]. Вероятно, НФМ в различных звёздных подсистемах галактик тоже различна и НФМ звёзд балджа более пологая, чем НФМ звёзд диска [25].

Также вполне вероятно, что распределение по массам самых первых звёзд, образовавшихся во Вселенной, отличалось от того, которое мы наблюдаем в настоящее время. Влияние этих звёзд на раннюю Вселенную было фундаментальным: они обогатили газ первыми химическими элементами и их излучение также сыграло существенную роль в дальнейшей эволюции галактик. Сравнивая наблюдаемые и модельные распределения магния и железа в старых, бедных металлами звёздах гало, Фребель и др. [27] пришли к заключению, что большинство звёзд первого поколения были очень массивными, с верхним пределом масс ~ 140 M_sun.