Jak dokładnie obliczana jest początkowa funkcja masy (IMF)?

Pierwotną funkcję Mass (MFW) jest empiryczna funkcja, która opisuje początkowe masy populacji gwiazd. Moje pytania są

1) Jakie są różne MFW, które są używane?

2) Dla jakiego rodzaju populacji oni opisują? (np. - galaktyka, galaktyka karłowata, gromada kulista itp.)

3) A jak są one faktycznie obliczane? (to znaczy, czy pochodzą one z symulacji / obserwacji i jakie założenia są przyjmowane w odniesieniu do każdego z nich?)

Całe odpowiedzi i odpowiedzi są mile widziane. Zalecane są formuły (w lateksie).

stellar-astrophysics initial-mass-function

— astromax
źródło

Ten artykuł może zainteresować astro.caltech.edu/~ccs/ay124/chabrier03_imf.pdf .

Co to jest?

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

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

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

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

MFW

Różne stosowane MFW są następujące, z ich głównymi cechami:

$Φ (m) d m \propto m^{- α} d m;$ $\Phi(m){\rm d}m \propto m^{-\alpha}{\rm d}m;$
$ξ (\log (m)) = A_{0} + A_{1} \log (m) + A_{2} {(\log (m))}^{2};$ $\xi\left(\log(m)\right) = A_0 + A_1 \log(m) + A_2\left(\log(m)\right)^2;$
w KROUPA w MFW , który jest parametryzacja MFW przerywaną zasilania prawa;
$M_{\odot}$

Determinacja

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

\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}

$M_\lambda$

W tej kwestii MFW Chabriera jest prawdopodobnie tym, który najlepiej poprzeć argumentami teoretycznymi. Opiera się na teorii grawitacji turbulentnej, biorąc pod uwagę wszystkie możliwe podpory (podparcie termiczne, podparcie turbulentne i podparcie magnetyczne) oraz podwójną naturę turbulencji, która sprzyja powstawaniu gwiazd przez sprężanie gazu i hamuje tworzenie gwiazd przez rozpraszanie płyn. Wszystkie nieprzyzwoite szczegóły podano w Hennebelle i Chabrier (2008) oraz Hennebelle & Chabrier (2009) , pokazując, w jaki sposób można analitycznie wydedukować MFW z tych teoretycznych rozważań.

Aplikacje

O ile mi wiadomo, te MFW są mniej więcej używane dla każdego rodzaju populacji. Jednak nie będziesz faworyzować MFW Salpeter, jeśli masz wystarczającą rozdzielczość do rozwiązywania obiektów o niskiej masie, które nie są w ogóle brane pod uwagę przy tym MFW. Powinieneś również faworyzować MFW systemu Chabriera w przypadku nierozwiązanych obiektów.

Wiedzieć, czy wszystkie te MFW są naprawdę odpowiednie dla jakiejkolwiek populacji, jest otwartym i trudnym pytaniem (tak zwane pytanie o uniwersalność MFW), w szczególności dlatego, że musisz rozdzielić poszczególne gwiazdy w wyraźnie określonych gromadach, aby wydedukować MFW. Istnieje kilka artykułów badających to pytanie (na przykład można rzucić okiem na Cappellari i wsp. (2012) w celu niedawnej dyskusji na temat problemu).

— MBR
źródło