Wie genau wird die Initial Mass Function (IMF) berechnet?

Die Initial Mass Function (IMF) ist die empirische Funktion, die die Anfangsmassen einer Population von Sternen beschreibt. Meine Fragen sind:

1) Welche verschiedenen IWF werden verwendet?

2) Welche Art von Bevölkerung beschreiben sie jeweils? (zB - Galaxie, Zwerggalaxie, Kugelsternhaufen usw.)

3) Und wie werden sie tatsächlich berechnet? (Das heißt, kommen sie aus Simulationen / Beobachtungen und welche Annahmen werden jeweils getroffen?)

Ganze Antworten und Antworten sind willkommen. Formeln (bitte in Latex) werden empfohlen.

stellar-astrophysics initial-mass-function

— Astromax
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Dieser Artikel astro.caltech.edu/~ccs/ay124/chabrier03_imf.pdf könnte von Interesse sein.

Was ist es?

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

\int_{m_{m ich n}}^{m_{m ein x}} m Φ (m) d m = 1 {M.}_{⊙} .

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

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

IWFs

Die verschiedenen verwendeten IWF sind die folgenden mit ihren Hauptmerkmalen:

$Φ (m) d m \propto m^{- - α} d m;;$ $\Phi(m){\rm d}m \propto m^{-\alpha}{\rm d}m;$
$ξ (Log (m)) = {EIN}_{0} + {EIN}_{1} Log (m) + {EIN}_{2} {(Log (m))}^{2};;$ $\xi\left(\log(m)\right) = A_0 + A_1 \log(m) + A_2\left(\log(m)\right)^2;$
der IWF der Kroupa , das ist eine Parametrisierung des IWF durch ein gebrochenes Machtgesetz;
$M_{\odot}$

Entschlossenheit

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

\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}

$M_\lambda$

In dieser Hinsicht ist der IWF des Chabrier wahrscheinlich derjenige, der am besten durch theoretische Argumente gestützt wird. Es beruht auf einer gravo-turbulenten Theorie, die alle möglichen Träger (thermische Unterstützung, turbulente Unterstützung und magnetische Unterstützung) sowie die doppelte Natur der Turbulenz berücksichtigt, die sowohl die Sternentstehung durch Komprimieren des Gases begünstigt als auch die Sternentstehung durch Dispergieren behindert die Flüssigkeit. Alle schmutzigen Details sind in Hennebelle & Chabrier (2008) und Hennebelle & Chabrier (2009) angegeben und zeigen, wie Sie einen IWF aus diesen theoretischen Überlegungen analytisch ableiten können.

Anwendungen

Soweit ich weiß, werden diese IWF mehr oder weniger für jede Bevölkerungsgruppe eingesetzt. Sie werden Salpeters IWF jedoch nicht bevorzugen, wenn Sie über eine ausreichende Auflösung verfügen, um Objekte mit geringer Masse aufzulösen, die bei diesem IWF überhaupt nicht berücksichtigt werden. Sie sollten auch den IWF des Chabrier- Systems bei ungelösten Objekten bevorzugen .

Zu wissen, ob all diese IWFs wirklich für jede Art von Bevölkerung geeignet sind, ist eine offene und schwierige Frage (die sogenannte Frage der Universalität des IWF), insbesondere weil Sie einzelne Sterne in klar identifizierten Clustern auflösen müssen einen IWF ableiten. Es gibt einige Artikel, die die Frage untersuchen (zum Beispiel könnten Sie sich Cappellari et al. (2012) ansehen, um eine aktuelle Diskussion des Problems zu erhalten).

— MBR
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