Funzione di massa iniziale

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La funzione di massa iniziale (initial mass function o IMF, in lingua inglese) è una funzione che descrive la distribuzione delle masse delle stelle di recente generazione; essa restituisce il numero di stelle di massa M per parsec cubo. È possibile ricavarla utilizzando la funzione di luminosità e la relazione tra le masse delle stelle e le loro luminosità.

Nel 1955 l'astronomo statunitense Edwin Salpeter determinò la forma funzionale dell'IMF come segue:

\xi(M)\propto M^{ -2.35}

dove ξ(M) è il numero di stelle di massa M.[1]

Sono state ricavate altre forme dell'IMF, come quella di Scalo[2] o quella di Chabrier[3].

Benché oggi l'IMF sia nota con più precisione rispetto alle stime di Salpeter, non è tuttora chiaro se essa aumenti, diminuisca o rimanga costante al decrescere delle masse. Un altro campo di interesse è l'universalità dell'IMF, ovvero la sua indipendenza dalle condizioni iniziali, come ad esempio campi magnetici, rotazione e metallicità della nube protostellare.

[modifica] Note

  1. ^ Edwin Salpeter (1955). The Luminosity Function and Stellar Evolution . ApJ 121: 161.
  2. ^ Miller, G. E.; Scalo, J. M. (1979). The initial mass function and stellar birthrate in the solar neighborhood . ApJS 41: 513-547.
  3. ^ Chabrier, Gilles (2003). Galactic Stellar and Substellar Initial Mass Function . PASP 115: 76.

[modifica] Voci correlate

Formazione Stellare
Tappe: Nube molecolare (Gigante • Mezzo interstellare) • Regione H II • Globulo di Bok (Nebulosa oscura) • Oggetto stellare giovane • Protostella • Stella pre-sequenza principale (Stella T Tauri ed EX Lupi • Stella FU Orionis • Stella Ae/Be di Herbig) • Nebulosa solare (Disco protoplanetario)
Oggetti: Oggetto di Herbig-Haro
Concetti di base: Funzione di massa iniziale • Instabilità di Jeans • Meccanismo di Kelvin-Helmholtz
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