초기질량함수

항성 형성

천체 부류

성간매질 분자운 보크구상체 암흑성운 젊은 항성체(YSO) 원시별 전주계열성 황소자리 T형 항성 허빅 Ae/Be 항성 허빅-아로천체

이론적 개념

강착 초기질량함수 진스 불안정성 켈빈-헬름홀츠 기작 성운설 행성 이동

v • d • e • h

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.

초기질량함수는 멱법칙의 형태로 표현된다. ${\displaystyle N(m)dm}$(또는 ${\displaystyle \xi (m)\Delta m}$)는 질량 범위 ${\displaystyle [m,m+dm]}$의 질량을 갖는 항성의 특정 부피에 대한 개수밀도이다. 이것은 ${\displaystyle m^{-\alpha }}$에 비례하고, ${\displaystyle \alpha }$는 차원이 없는 지수이다. 초기질량함수는 질량-광도 관계를 이용하여 오늘날의 광도함수에서 이끌어낼 수 있다. 자주 사용되는 함수 형태로는 크로우파(2001년)의 구간멱법칙 형태,^[1] 샤브리에(2003)의 대수정규 형태가 있다.^[2]

우리 태양보다 질량이 큰 항성의 IMF는 1955년에 에드윈 살피터가 최초로 정량화하였다.^[3] 살피터가 사용한 지수값은 ${\displaystyle \alpha =2.35}$이다. 이 형식의 IMF를 살피터 함수(Salpeter function) 또는 살피터 초기질량함수(Salpeter IMF)라 한다. 살피터 함수는 질량이 증가하면 그 질량을 갖는 별의 개수는 급격하게 줄어든다는 것을 보여준다.

${\displaystyle \xi (m)\Delta m=\xi _{0}\left({\frac {m}{M_{\mathrm {sun} }}}\right)^{-2.35}\left({\frac {\Delta m}{M_{\mathrm {sun} }}}\right).}$