Den indledende massefunktion

Gassen og støvet i gigantiske molekylære skyer samles gradvist under påvirkning af tyngdekraften og danner stjerner. Præcis hvordan dette sker, imidlertid, er ufuldstændigt forstået. Massen af ​​en stjerne, for eksempel, er langt den vigtigste faktor, der begrænser dens fremtidige udvikling, men astronomer forstår ikke klart, hvad der bestemmer den nøjagtige masse af en nydannet stjerne. Et aspekt af dette problem er simpelthen at vide, hvor mange stjerner der er af hver størrelse, det er, at kende fordelingen af ​​stjernemasser i en stor klynge stjerner. Den initiale massefunktion (IMF) beskriver denne fordeling, og er i øjeblikket baseret på et gennemsnit fra observationer af stjerner i vores Mælkevej.

Den observerede IMF har relativt få massive stjerner (dvs. mere massive end solen). Stjerner på størrelse med sol er forholdsvis mange. Stjerner, der er lidt mindre end solen, er endnu mere almindelige, men så falder stjerner med aftagende masse (ned til en tiendedel af solens masse eller endnu mindre) i antal. Den præcise statistik for stjerner med lav masse er noget usikker, fordi de er svage og svære at opdage. Det teoretiske grundlag for IMF diskuteres også, som om Mælkevejens IMF er repræsentativ for IMF andre steder i universet. Den relative overflod af elementer ("metalliciteten") i den kollapsende sky, for eksempel, er blevet foreslået som en måde at ændre IMF på. Ideen om en universel IMF, imidlertid, har været en hjørnesten i stjerneteori i årtier, men for nylig har der været en betydelig indsats for at teste og udfordre denne antagelse, delvist muliggjort af følsomme instrumenter, der er i stand til at måle stjerner, der er mindre og/eller svagere. Da stjerner af forskellig masse har atmosfærer, der viser forskellige spektrale træk, Spektroskopi af en fjern hob, hvis individuelle stjerner ikke kan opløses, kan ikke desto mindre afsløre proportionerne af stjerner med forskellige masser i den ud fra proportionerne af disse træk.

CfA-astronom Charlie Conroy og fire kolleger er i gang med en undersøgelse af IMF med Keck-teleskopet og dets spektrometer. De finder nogle variationer i IMF og, modsat nogle forventninger, de konkluderer, at metallicitet ikke er den eneste drivkraft for disse variationer. I stedet, de konkluderer, at hastighederne af materialet i stjernehobene ser ud til at være en nøglefaktor. Resultatet, som nu vil blive fulgt op med flere målinger, er vigtigt, fordi det antyder, at der er behov for en anden teoretisk ramme for at forklare oprindelsen af ​​IMF.