Función de masa inicial

Edwin E. Salpeter es el primer astrofísico que intentó cuantificar la FMI aplicando la ley de potencias a sus ecuaciones. ^{[ 9 ]} Su trabajo se basa en estrellas similares al Sol que pueden observarse fácilmente con gran precisión. ^{[ 2 ]} Salpeter definió la función de masa como el número de estrellas en un volumen de espacio observado en un momento dado según el intervalo de masa logarítmico. ^{[ 2 ]} Su trabajo permitió incluir un gran número de parámetros teóricos en la ecuación, haciendo converger todos estos parámetros en un exponente de${\displaystyle \alpha =2.35}$. ^{[ 1 ]} El FMI Salpeter es $${\displaystyle \xi (m)\Delta m=\xi _{0}\left({\frac {m}{M_{\odot }}}\right)^{-2.35}\left({\frac {\Delta m}{M_{\odot }}}\right).}$$ dónde${\displaystyle \xi _{0}}$es una constante relacionada con la densidad estelar local.

Glenn E. Miller y John M. Scalo extendieron el trabajo de Salpeter, al introducir la formulación log-normal y sugerir que la FMI se "aplanaba" (${\displaystyle \alpha \rightarrow 0}$) cuando las masas estelares cayeron por debajo de 1 M _☉ . ^{[ 10 ]} 

Después de introducir junto con Christopher Tout y Gerard Gilmore las correcciones para estrellas binarias no resueltas en el campo galáctico en 1991, Pavel Kroupa encontró${\displaystyle \alpha =2.3}$entre 0,5–150 M _☉ , pero introducido ${\displaystyle \alpha =1.3}$entre 0,08–0,5 M _☉ y ${\displaystyle \alpha =0.3}$por debajo de 0,08 M _​​☉ . Basándose en los recuentos de estrellas del campo galáctico analizados por Scalo desde 1986, la FMI del campo galáctico por encima de 1 M _☉ tiene  ${\displaystyle \alpha =2.7}$, donde las correcciones de estrellas binarias no son significativas. ^{[ 8 ]} La diferencia por encima de 1 M _☉ entre regiones de formación estelar ( ${\displaystyle \alpha =2.3}$) y el campo galáctico (${\displaystyle \alpha =2.7}$) se explica porque esta última es una FMI compuesta, o FMI galáctica integrada, formada a partir de la suma de muchas regiones de formación estelar. ^{[ 11 ]}

Gilles Chabrier dio la siguiente expresión para la densidad de estrellas individuales en el disco galáctico, en unidades de pc ⁻³ : ^{[ 2 ]}$${\displaystyle \xi (m)={\frac {0.158}{m\ln(10)}}\exp \left[-{\frac {(\log(m)-\log(0.08))^{2}}{2\times 0.69^{2}}}\right]\quad {\text{ for }}m<1,}$$Esta expresión es log-normal , lo que significa que el logaritmo de la masa sigue una distribución gaussiana hasta 1 M _☉ . 

Para los sistemas estelares (es decir, los sistemas binarios) en el campo galáctico, dio: $${\displaystyle \xi (m)={\frac {0.086}{m\ln(10)}}\exp \left[-{\frac {(\log(m)-\log(0.22))^{2}}{2\times 0.57^{2}}}\right]\quad {\text{ for }}m<1.}$$La fracción binaria difiere en diferentes regiones. ^{[ 11 ]}

Existen grandes incertidumbres con respecto a la región subestelar . En particular, se cuestiona la suposición clásica de una única función de masa inicial (FMI) que abarque todo el rango de masas subestelares y estelares , a favor de una FMI de dos componentes para dar cuenta de los posibles modos de formación diferentes para los objetos subestelares: una FMI que abarque _las enanas marrones y las estrellas de muy baja masa, y otra que abarque desde las enanas marrones de mayor masa hasta las estrellas más masivas. Esto da lugar a una región de solapamiento aproximadamente entre 0,05 y 0,2 M☉ donde ambos modos de formación pueden explicar los cuerpos en este rango de masa. ^{[ 13 ]} 

La posible variación de la FMI afecta nuestra interpretación de las señales de las galaxias y la estimación de la historia de formación estelar cósmica ^{[ 14 ],} por lo que es importante tenerla en cuenta.

En teoría, la función de masa inicial (FMI) debería variar con las diferentes condiciones de formación estelar. Una temperatura ambiente más alta aumenta la masa de las nubes de gas en colapso ( masa de Jeans ); una menor metalicidad del gas reduce la presión de radiación , lo que facilita la acreción del gas; ambos factores conducen a la formación de estrellas más masivas en un cúmulo estelar . La FMI a escala galáctica puede ser diferente de la FMI a escala de cúmulo estelar y puede cambiar sistemáticamente con la historia de formación estelar de la galaxia. ^{[ 15 ] [ 16 ] [ 11 ] [ 17 ]}

Las mediciones del universo local donde se pueden resolver estrellas individuales son consistentes con una función de masa inicial (FMI) invariante ^{[ 18 ] [ 19 ] [ 20 ] [ 11 ] [ 21 ]} , pero la conclusión adolece de una gran incertidumbre de medición debido al pequeño número de estrellas masivas y a las dificultades para distinguir los sistemas binarios de las estrellas individuales. Por lo tanto, el efecto de variación de la FMI no es lo suficientemente prominente como para ser observado en el universo local. Sin embargo, un estudio fotométrico reciente a lo largo del tiempo cósmico sugiere una variación potencialmente sistemática de la FMI a alto corrimiento al rojo. ^{[ 22 ]}

Los sistemas formados en épocas mucho más tempranas o más alejados del vecindario galáctico, donde la actividad de formación estelar puede ser cientos o incluso miles de veces más fuerte que la actual Vía Láctea, pueden proporcionar una mejor comprensión. Se ha informado consistentemente tanto para cúmulos estelares ^{[ 23 ] [ 24 ] [ 25 ]} como para galaxias ^{[ 26 ] [ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ] [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]} que parece haber una variación sistemática de la FMI. Sin embargo, las mediciones son menos directas. Para los cúmulos estelares, la FMI puede cambiar con el tiempo debido a una evolución dinámica compleja. ^{[ a ]}

Estudios recientes han sugerido que las estructuras filamentosas en las nubes moleculares desempeñan un papel crucial en las condiciones iniciales de la formación estelar y el origen de la función de masa inicial (FMI) estelar. Las observaciones de Herschel de la nube molecular gigante de California muestran que tanto la función de masa del núcleo preestelar (CMF) como la función de masa de la línea de filamentos (FLMF) siguen distribuciones de ley de potencias en el extremo de alta masa, consistentes con la FMI de ley de potencias de Salpeter. Específicamente, la CMF sigue${\displaystyle \Delta N/\Delta \log M\propto M^{-1.4\pm 0.2}}$para masas mayores que${\displaystyle 1\,M_{\odot }}$y la FLMF sigue${\displaystyle \Delta N/\Delta \log M_{\text{line}}\propto M_{\text{line}}^{-1.5\pm 0.2}}$para masas de línea de filamento mayores que${\displaystyle 10\,M_{\odot }{\text{pc}}^{-1}}$Investigaciones recientes sugieren que la función de masas cristalina (CMF) preestelar global en nubes moleculares es el resultado de la integración de las CMF generadas por filamentos individuales térmicamente supercríticos, lo que indica una estrecha conexión entre la función de masas filamentosa (FLMF) y la CMF/IMF, lo que apoya la idea de que las estructuras filamentosas son un paso evolutivo crítico en el establecimiento de una función de masas similar a la de Salpeter. ^{[ 35 ]}