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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.
항성 형성 |
천체 부류 |
이론적 개념 |
초기질량함수는 멱법칙의 형태로 표현된다. (또는 )는 질량 범위 의 질량을 갖는 항성의 특정 부피에 대한 개수밀도이다. 이것은 에 비례하고, 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 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.
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