초기질량함수

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천체 부류
이론적 개념
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초기질량함수(初期質量関数, initial mass function, 이하 IMF)는 경험적으로 얻을 수 있는 함수이며, 항성 모집단의 질량분포(항성질량의 히스토그램)를 그 초기질량(항성 형성시의 질량)을 통하여 기술한다. 항성의 특성과 진화 양상은 초기 질량과 밀접한 관계가 있으므로, IMF는 천문학자가 다수의 항성을 연구하는 데 있어서 중요한 진단 도구의 하나가 된다. IMF는 항성집단 간에 별로 차이가 없다.

초기질량함수의 성립[편집]

IMF는 거듭제곱법칙으로 표시한다. 일정한 공간 내에 있는 질량 M의 항성들 숫자 N(M)은 M^{-\alpha}(여기서 \alpha무차원지수임)과 비례한다. 질량-광도관계를 이용하여, 초기 광도함수로부터 IMF를 구할 수 있다.

1955년 에드윈 어니스트 살피터가 우리 태양보다 질량이 큰 항성들에 적용할 수 있는 IMF를 찾아냈으며, 지수값 α는 2.35였다. 이 형식의 IMF를 살피터의 질량함수 또는 살피터 함수라고 부른다. 이 함수에 의하면, 한 항성의 질량이 커질수록 해당 질량대에 속하는 항성의 개체수는 급격하게 줄어든다.

이후 연구에 의해 태양 질량보다 작은 항성들에 적용할 수 있는 IMF 형식이 만들어졌다. 글렌 E. 밀러와 존 M. 스칼로는 IMF가 1 태양질량 이하에서 '평탄하게 되는'(α = 0에 이르는) 것을 지적했다. 파벨 크로파는 태양 질량의 절반 이상에서는 α = 2.5, 태양질량의 0.08~0.5배 영역에서는 α = 1.3, 태양질량 0.08배 이하 영역에서는 α = 0.3이라고 주장했다.

갈색왜성의 경우 초기질량함수가 어떻게 적용되는지에 대해서는 아직 불확실하다.

참고 자료[편집]

  • Edwin Salpeter, 광도함수와 항성진화(The luminousity function and stellar evolution), ApJ 121, 161 (1955)
  • Glen Miller & John Scalo, 초기질량함수와 태양계 근처의 항성탄생비율(The initial mass function and stellar birthrate in the solar neighborhood), ApJS 41, 513 (1979)
  • John Scalo, 은하 내 질량이 큰 별들의 초기질량함수. 경험적 증거(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. 451-466.
  • Pavel Kroupa, 초기질량함수의 변동에 대해(On the variation of the initial mass function), MNRAS 322, 231 (2001) arXiv preprint
  • Pavel Kroupa, 항성들의 초기질량함수:다양한 항성계에서의 공통적인 증거(The initial mass function of stars: evidence for uniformity in variable systems), Science 295, 82 (2002) arXiv preprint