Fonction de masse initiale

En astronomie , la fonction de masse initiale ( IMF ) est une fonction empirique qui décrit la distribution initiale des masses d'une population d'étoiles lors de la formation des étoiles . L'IMF décrit non seulement la formation et l'évolution des étoiles individuelles, mais sert également de lien important qui décrit la formation et l'évolution des galaxies.

La FMI est souvent donnée comme une fonction de densité de probabilité (PDF) qui décrit la probabilité qu'une étoile ait une certaine masse lors de sa formation. Elle diffère de la fonction de masse actuelle (PDMF), qui décrit la distribution actuelle des masses d'étoiles, telles que les géantes rouges, les naines blanches, les étoiles à neutrons et les trous noirs, après un certain temps d'évolution loin des étoiles de la séquence principale et après une certaine perte de masse. Comme il n'y a pas assez de jeunes amas d'étoiles disponibles pour le calcul de la FMI, la PDMF est utilisée à la place et les résultats sont extrapolés à la FMI. La FMI et la PDMF peuvent être liées par la « fonction de création stellaire ». La fonction de création stellaire est définie comme le nombre d'étoiles par unité de volume d'espace dans une gamme de masse et un intervalle de temps. Dans le cas où toutes les étoiles de la séquence principale ont des durées de vie supérieures à celles de la galaxie, la FMI et la PDMF sont équivalentes. De même, la FMI et la PDMF sont équivalentes dans les naines brunes en raison de leurs durées de vie illimitées.

Les propriétés et l'évolution d'une étoile sont étroitement liées à sa masse, de sorte que le FMI est un outil de diagnostic important pour les astronomes qui étudient de grandes quantités d'étoiles. Par exemple, la masse initiale d'une étoile est le principal facteur déterminant sa couleur , sa luminosité , son rayon, son spectre de rayonnement et la quantité de matériaux et d'énergie qu'elle a émis dans l'espace interstellaire au cours de sa vie. Aux faibles masses, le FMI définit le budget de masse de la Voie Lactée et le nombre d'objets sous-stellaires qui se forment. Aux masses intermédiaires, le FMI contrôle l'enrichissement chimique du milieu interstellaire . Aux masses élevées, le FMI définit le nombre de supernovae à effondrement de cœur qui se produisent et donc la rétroaction d'énergie cinétique.

Le FMI est relativement invariant d'un groupe d'étoiles à l'autre, bien que certaines observations suggèrent que le FMI est différent dans différents environnements, et potentiellement radicalement différent dans les premières galaxies.

La masse d'une étoile ne peut être déterminée directement qu'en appliquant la troisième loi de Kepler à un système d'étoiles binaires . Cependant, le nombre de systèmes binaires qui peuvent être directement observés est faible, donc pas assez d'échantillons pour estimer la fonction de masse initiale. Par conséquent, la fonction de luminosité stellaire est utilisée pour dériver une fonction de masse (une fonction de masse actuelle , PDMF) en appliquant la relation masse-luminosité . La fonction de luminosité nécessite une détermination précise des distances, et le moyen le plus simple est de mesurer la parallaxe stellaire à moins de 20 parsecs de la Terre. Bien que les courtes distances produisent un nombre plus petit d'échantillons avec une plus grande incertitude des distances pour les étoiles de faible magnitude (avec une magnitude > 12 dans la bande visuelle), cela réduit l'erreur des distances pour les étoiles proches et permet une détermination précise des systèmes d'étoiles binaires. Étant donné que la magnitude d'une étoile varie avec son âge, la détermination de la relation masse-luminosité doit également prendre en compte son âge. Pour les étoiles dont la masse est supérieure à 0,7 M _☉ , il faut plus de 10 milliards d'années pour que leur magnitude augmente de manière substantielle. Pour les étoiles de faible masse inférieure à 0,13 M _☉ , il faut 5 × 10 ⁸ ans pour atteindre les étoiles de la séquence principale.

Le FMI est souvent exprimé en termes d'une série de lois de puissance , où (parfois également représentée par ), le nombre d'étoiles avec des masses dans la gamme à dans un volume d'espace spécifié, est proportionnel à , où est un exposant sans dimension.

Les formes couramment utilisées du FMI sont la loi de puissance brisée de Kroupa (2001) et la loi log-normale de Chabrier (2003).

Edwin E. Salpeter est le premier astrophysicien qui a tenté de quantifier l'IMF en appliquant la loi de puissance dans ses équations. Son travail est basé sur les étoiles semblables au Soleil qui peuvent être facilement observées avec une grande précision. Salpeter a défini la fonction de masse comme le nombre d'étoiles dans un volume d'espace observé à un moment donné selon un intervalle de masse logarithmique. Son travail a permis d'inclure un grand nombre de paramètres théoriques dans l'équation tout en faisant converger tous ces paramètres vers un exposant de . L'IMF de Salpeter est où est une constante relative à la densité stellaire locale.

Glenn E. Miller et John M. Scalo ont étendu les travaux de Salpeter en suggérant que le FMI « s'aplatissait » ( ) lorsque les masses stellaires tombaient en dessous de 1 M _☉ .

Pavel Kroupa a conservé la plage entre 0,5 et 1,0 M _☉ , mais a introduit la plage entre 0,08 et 0,5 M _☉ et en dessous de 0,08 M _​​☉ . Au-dessus de 1 M _☉ , la correction pour les étoiles binaires non résolues ajoute également un quatrième domaine avec .

Gilles Chabrier a donné l'expression suivante pour la densité des étoiles individuelles dans le disque galactique, en unités de pc ⁻³ : Cette expression est log-normale , ce qui signifie que le logarithme de la masse suit une distribution gaussienne jusqu'à 1 M _☉ .

Pour les systèmes stellaires (à savoir les binaires), il a donné :

La fonction de masse initiale est généralement représentée graphiquement sur une échelle logarithmique de log( N ) par rapport à log( m ). Ces tracés donnent des lignes approximativement droites avec une pente Γ égale à 1– α . Par conséquent, Γ est souvent appelé la pente de la fonction de masse initiale. La fonction de masse actuelle, pour la formation contemporaine, a la même pente, sauf qu'elle s'atténue pour les masses plus élevées qui ont évolué en s'éloignant de la séquence principale.

Il existe de grandes incertitudes concernant la région substellaire . En particulier, l'hypothèse classique d'un seul FMI couvrant toute la gamme de masses substellaires et stellaires est remise en question, en faveur d'un FMI à deux composantes pour tenir compte des différents modes de formation possibles des objets substellaires : un FMI couvrant les naines brunes et les étoiles de très faible masse, et un autre allant des naines brunes de masse plus élevée aux étoiles les plus massives. Cela conduit à une région de chevauchement d'environ 0,05 à 0,2 M _☉ où les deux modes de formation peuvent rendre compte des corps dans cette gamme de masse.

La variation possible du FMI affecte notre interprétation des signaux des galaxies et l'estimation de l'histoire de la formation des étoiles cosmiques il est donc important d'en tenir compte.

En théorie, le FMI devrait varier en fonction des différentes conditions de formation d'étoiles. Une température ambiante plus élevée augmente la masse des nuages ​​de gaz en effondrement ( masse de Jeans ) ; une métallicité plus faible du gaz réduit la pression de radiation , ce qui facilite l'accrétion du gaz, ce qui conduit à la formation d'étoiles plus massives dans un amas d'étoiles. Le FMI à l'échelle de la galaxie peut être différent du FMI à l'échelle de l'amas d'étoiles et peut changer systématiquement avec l'histoire de la formation d'étoiles de la galaxie.

Les mesures de l'univers local où les étoiles isolées peuvent être distinguées sont cohérentes avec un FMI invariant mais la conclusion souffre d'une grande incertitude de mesure en raison du petit nombre d'étoiles massives et des difficultés à distinguer les systèmes binaires des étoiles isolées. Ainsi, l'effet de variation du FMI n'est pas suffisamment important pour être observé dans l'univers local. Cependant, une étude photométrique récente à travers le temps cosmique suggère une variation potentiellement systématique du FMI à un décalage vers le rouge élevé.

Les systèmes formés à des époques beaucoup plus anciennes ou plus éloignées du voisinage galactique, où l'activité de formation d'étoiles peut être des centaines, voire des milliers de fois plus intense que dans la Voie Lactée actuelle, pourraient permettre une meilleure compréhension. Il a été rapporté de manière constante, tant pour les amas d'étoiles que pour les galaxies , qu'il semble y avoir une variation systématique du FMI. Cependant, les mesures sont moins directes. Pour les amas d'étoiles, le FMI peut changer au fil du temps en raison d'une évolution dynamique complexe.

Des études récentes ont suggéré que les structures filamentaires dans les nuages ​​moléculaires jouent un rôle crucial dans les conditions initiales de formation des étoiles et dans l'origine de l'IMF stellaire. Les observations d'Herschel du nuage moléculaire géant de Californie montrent que la fonction de masse du noyau préstellaire (CMF) et la fonction de masse de la ligne de filament (FLMF) suivent toutes deux des distributions de loi de puissance à l'extrémité de masse élevée, cohérentes avec la loi de puissance de Salpeter IMF. Plus précisément, la CMF suit pour des masses supérieures à , et la FLMF suit pour des masses de ligne de filament supérieures à . Des recherches récentes suggèrent que la CMF préstellaire globale dans les nuages ​​moléculaires est le résultat de l'intégration des CMF générées par des filaments thermiquement supercritiques individuels, ce qui indique une connexion étroite entre la FLMF et la CMF/IMF, soutenant l'idée que les structures filamentaires sont une étape évolutive critique dans l'établissement d'une fonction de masse de type Salpeter.