Почему существуют менее массивные звезды, чем маломассивные?

Одним из популярных аргументов в пользу начальной функции масс является то, что спектр масс, т. е. тот факт, что звезд с малой массой больше, чем звезд с большой массой, наследуется от спектра плотности молекулярных облаков. Иными словами, звезды формируются из коллапсирующих ядер молекулярных облаков, а распределение ядер уже смещено в сторону того, что ядер с малой массой больше, чем ядер с большой массой (это и наблюдается в молекулярных облаках). Таким образом, вы, естественно, получите больше звезд с малой массой, чем звезд с большой массой.

Конечно, закономерен следующий вопрос: почему распределение ядер облаков смещено в сторону маломассивных ядер? Обычно предполагается, что это результат сверхзвуковой турбулентности, а моделирование сверхзвуковой турбулентности для условий, аналогичных условиям молекулярного облака, имеет тенденцию давать распределения плотности, аналогичные наблюдаемым распределениям.

Для этого вам нужно посмотреть на начальную функцию массы , которая дает вам оценку распределения населения звезд в галактике. Как видите, массивные звезды образуются экспоненциально меньше, чем маломассивные.

Еще одна причина, по которой мы сейчас наблюдаем большее количество менее массивных звезд ( текущая функция масс), заключается в том, что более массивные звезды вымирают намного быстрее, чем, скажем, некоторые красные карлики , которые еще не успели умереть (поскольку их продолжительность жизни больше). чем возраст Вселенной).

У звезды есть срок жизни: чем массивнее, тем меньше срок жизни.

Мы живем в момент, когда Вселенной около 13 миллиардов лет, когда умерло большинство массивных звезд.

Но если вы посмотрите на вселенную в более молодом возрасте, считается, что массивные звезды встречаются чаще. Например, звезды населения III, которые являются самым древним типом звезд с нулевой металличностью, считается, что все они очень массивны.

Итак, дробь нет. звезд с разной начальной массой на самом деле зависит от возраста Вселенной, которую вы рассматриваете.

Все изучение дроби называется "начальной функцией масс". Есть много факторов, определяющих это, например, возраст Вселенной, как упоминалось ранее, металличность, вращение и бинарность.

Сочетание размера и температуры протозвезды определяет, будет ли настоящая звезда массивной или маленькой.

Мы можем знать, что маленьких звезд больше, потому что мы обычно находим среднее количество маленьких и больших звезд в области. Как сказал Роб Джеффрис, обычно мы их просто считаем... Ничего особенного.

Надеюсь, это поможет!