Bagaimana tepatnya Fungsi Massa Awal (IMF) dihitung?

The Initial Mass Function (IMF) adalah fungsi empiris yang menggambarkan massa awal populasi bintang. Pertanyaan saya adalah,

1) Apa saja berbagai IMF yang digunakan?

2) Untuk masing-masing, jenis populasi apa yang mereka gambarkan? (misalnya - galaksi, galaksi kerdil, gugus bola, dll.)

3) Dan bagaimana mereka sebenarnya dihitung? (artinya, apakah itu berasal dari simulasi / pengamatan, dan asumsi apa yang dibuat tentang masing-masing?)

Seluruh jawaban dan semua jawaban diterima. Formula (dalam lateks, tolong) dianjurkan.

stellar-astrophysics initial-mass-function

— astromax
sumber

Artikel ini astro.caltech.edu/~ccs/ay124/chabrier03_imf.pdf mungkin menarik.

Apa itu?

$\Phi(m)$ $\Phi(m){\rm d}m$ $m - {\rm d}m/2$ $m + {\rm d}m/2$

\int_{m_{m i n}}^{m_{m a x}} m Φ (m) d m = 1 M_{⊙} .

$\int_{m_{\rm min}}^{m_{\rm max}}m\Phi(m){\rm d}m = 1\ M_{\odot}.$

$m_{\rm min}$ $m_{\rm max}$ $M_{\odot}$ $M_{\odot}$

IMF

Berbagai IMF yang digunakan adalah sebagai berikut, dengan karakteristik utama mereka:

$Φ (m) d m \propto m^{- α} d m;$ $\Phi(m){\rm d}m \propto m^{-\alpha}{\rm d}m;$
$ξ (\log (m)) = A_{0} + A_{1} \log (m) + A_{2} {(\log (m))}^{2};$ $\xi\left(\log(m)\right) = A_0 + A_1 \log(m) + A_2\left(\log(m)\right)^2;$
yang Kroupa IMF , yang merupakan parametrization IMF oleh kekuatan-hukum rusak;
$M_{\odot}$

Penentuan

${\rm d}n/{\rm d}m$

\frac{d n}{d m} {(m)}_{τ} = (\frac{d n}{d M_{λ} (m)}) \times {(\frac{d m}{d M_{λ} (m)})}_{τ}^{- 1},

$\frac{{\rm d}n}{{\rm d}m}\left(m\right)_\tau = \left(\frac{{\rm d}n}{{\rm d}M_\lambda(m)}\right) \times \left(\frac{{\rm d}m}{{\rm d}M_\lambda(m)}\right)^{-1}_\tau,$

τ

$\tau$

M_{λ}

$M_\lambda$

Untuk masalah ini, IMF Chabrier mungkin adalah yang terbaik didukung oleh argumen teoretis. Ini bergantung pada teori turbulensi gravo, dengan mempertimbangkan semua dukungan yang mungkin (dukungan termal, dukungan turbulen dan dukungan magnet) ditambah sifat ganda turbulensi, yang keduanya mendukung pembentukan bintang dengan mengompresi gas, dan menghambat pembentukan bintang, dengan menyebar cairan. Semua detail kotor diberikan dalam Hennebelle & Chabrier (2008) dan Hennebelle & Chabrier (2009) , menunjukkan bagaimana Anda secara analitik dapat menyimpulkan IMF dari pertimbangan teoretis ini.

Aplikasi

Sejauh yang saya tahu, IMF ini lebih atau kurang digunakan untuk setiap jenis populasi. Namun, Anda tidak akan menyukai IMF Salpeter jika Anda memiliki resolusi yang cukup untuk menyelesaikan objek bermassa rendah, yang sama sekali tidak diperhitungkan dengan baik dengan IMF ini. Anda juga harus mendukung Chabrier ini sistem IMF dalam hal benda yang belum terselesaikan.

Untuk mengetahui apakah semua IMF ini sangat cocok untuk semua jenis populasi adalah pertanyaan terbuka dan sulit (apa yang disebut pertanyaan universalitas IMF), khususnya karena Anda perlu menyelesaikan bintang-bintang individual dalam kelompok yang diidentifikasi dengan jelas untuk menyimpulkan IMF. Ada beberapa makalah yang menyelidiki pertanyaan (misalnya, Anda dapat melihat Cappellari et al. (2012) untuk diskusi terbaru tentang masalah ini).

— MBR
sumber