Funkcija početne mase

U astronomiji, **funkcija početne mase ** (**IMF**) jeste empirijska funkcija koja opisuje  distribuciju  početnih masa za populaciju  zvijezda. IMF se običnoodređuje kao pfuncija funkcija distribucija vjerovatnoće (PDF) za mase pri kojima zvijezda ulazi u glavni niz (počinje fuzija vodika). Funkcija distribucije tada može korištena za konstruisanje masene distribucije (histogram zvjezdanih masa) populacije zvijezda. Karakteristike i evolucija zvijezda su usko povezane sa njihovim masama, tako da je IMF važan dijagnostički alat za astronome u proučavanju velikog broja zvijezda.  Na primjer, početna masa zvijezde je primarni faktor određivanja njene boje, luminoziteta, i vijeka trajanja. IMF je relativno nepromjenjiv od jedne do druge grupe zvijezda, mada neka opažanja sugerišu da je IMF različit u različitim okruženjima.

## Forma IMF 
IMF je često iskazan u pojmovima serije zakona energije, gdje je N(m) dm (ponekad također predstavljeno kao \xi (m) \Delta m), broj zvijezda sa masama u rasponu m do m + dm
 u okviru navedene zapremine prostora, je proporcionalan m^{-\alpha}, gdje je \alpha bezdimenzioni eksponent. IMF može biti zaključen iz današnje stelarne funkcije luminoziteta korištenjem stelarne relacije masa-luminozitet zajedno sa modelom kako brzina formiranja zvijezda varira vremenom. Općenito korištene forme IMF su Kroupa (2001) isprekidani zakon snage i Chabrier (2003) log-normal distribucija.

### Salpeter (1955) 
IMF zvijezda mnogo masivnijih od našeg sunca  je prvi kvantificirao Edwin Salpeter 1955. Njegov rad je davao prednost eksponentu \alpha=2.35. Ovaj oblik IMF se naziva **Salpeterova funkcija** ili Salpeter IMF. Ona pokazuje da broj zvijezda u svakom masenom rasponu brzo opada sa povećanjem mase. Salpeterova funkcija početne mase je 

### Miller-Scalo (1979) 
Kasniji autori su proširili rad ispod jedne solarne mase (*M*&#x2609;). Glenn E. Miller i John M. Scalo su predložili da se IMF "spljošti" (približava se \alpha=0) ispod jedne sunčeve mase.

### Chabrier (2003) 
Chabrier 2003 za pojedinačne zvijezde:
: \xi (m) \Delta m= 0.158 (1/m) \exp[- (\log(m)-\log(0.08))^2/(2 \times 0.69^2)] for  m 
: \xi(m) = k m^{-\alpha}  for  m > 1, \alpha = 2.3 \pm 0.3 
Chabrier 2003 za zvjezdane sisteme:
: \xi (m) \Delta m= 0.086 (1/m) \exp[- (\log(m)-\log(0.22))^2/(2 \times 0.57^2)] for  m 
: \xi(m) = k m^{-\alpha}  za  m > 1, \alpha = 2.3 \pm 0.3 

### Kroupa (2001) 
Pavel Kroupa je zadržao \alpha=2.3 iznad polovine solarne mase, ali je uveo \alpha=1.3 između 0.08-0.5&nbsp;*M*&#x2609; i \alpha=0.3 ispod 0.08&nbsp;*M*&#x2609;.
:  \alpha = 0.3  za  m
:  \alpha = 1.3  za  0.08 
:  \alpha = 2.3  za  0.5 

### Neodređenosti 
Postoje velike neodređenosti koje se odnose na substelarno područje. Naročito, klasična pretpostavka da pojedinačna IMF pokriva cijeli substelarni i stelarni maseni raspon je dovedena u pitanje uz skolonost prema dvo-komponentne IMF koja će računati na moguće modalitete različitog formiranja substelarnih objekata. Jedna IMF pokriva smeđe patuljke i zvijezde veoma male mase u jednu ruku, a u drugu one koje su u rasponu od smeđih patuljaka velike mase do najmasivnijih zvijezda. treba zapaziti da ovdje dolazi do preklapanja područja između približno 0.05 i 0.2&nbsp;*M*&#x2609; gdje oba moda formiranja računaju na tijela u ovom masenom spektru.

## Literatura 
* 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.&nbsp;451-466.
* John Scalo, *The Stellar Initial Mass Function* http://www.as.utexas.edu/astronomy/people/scalo/Scalo1986.IMF.FundCosPhys.pdf , Fundamentals of cosmic physics, vol 11 pp.&nbsp;1–278, University of Texas (1986).
* Pavel Kroupa, http://arxiv.org/abs/astro-ph/0201098, Science 295, 82 (2002) 
* John Gallagher & Linda Sparke, *Galaxies in the Universe*, Cambridge Press, 66 (2007)

## Reference 
Kategorija:Zvjezdana astronomija