[论文解读] The initial mass function of stars

Pavel Kroupa, Eda Gjergo+2 more|arXiv (Cornell University)|Oct 9, 2024

History and Developments in Astronomy被引用 9

一句话总结

这章回顾关于恒星初始质量函数（IMF）的当前理解、它的规范形式、在恒星形成条件下的变异，以及通过 IGIMF 理论将恒星 IMF 与星系尺度 IMF（gwIMF）联系起来的关系。

ABSTRACT

The initial mass function (IMF) is one of the most important functions in astrophysics because it is key to reconstructing the cosmological matter cycle, understanding the formation of super-massive black holes, and deciphering the light from high-redshift observations. The IMF's dependency on the physical conditions of the gas and its connection to the galaxy-wide IMF connects the molecular clumps to the cosmological scale. The extraction of the IMF from observational data requires a thorough understanding of stellar evolution, the time-dependent stellar multiplicity, the stellar-dynamical evolution of dense stellar populations, and the structures, star formation histories, and chemical enrichment histories of galaxies. The IMF in galaxies, referred to as the galaxy-wide IMF (gwIMF), and the IMF in individual star-forming regions (the stellar IMF) need not be the same, although the former must be related to the latter. Observational surveys inform on whether star-forming regions provide evidence for the stellar IMF being a probability density distribution function. They may also indicate star formation to optimally follow an IMF shaped by the physical conditions of the star-forming gas. Both theoretical and observational evidence suggest a relationship between the initial mass function of brown dwarfs and that of stars. Late-type stars may arise from feedback-regulated fragmentation of molecular cloud filaments, which build up embedded clusters. In contrast, early-type stars form under more violent accretion and feedback-regulated conditions near the centers of these clusters. The integration over all star-forming molecular cloud clumps and their stellar IMFs in a galaxy via the IGIMF theory yields its gwIMF which sensitively depends on the physical properties of the molecular cloud clumps and the range of their masses that depends on the SFR of the galaxy.

研究动机与目标

• 解释恒星 IMF 如何源于分裂和在分子云团块中的恒星形成。
• 讨论 IMF 是否应被视为概率密度函数还是最佳取样分布。
• 探索恒星 IMF 与星系尺度 IMF（gwIMF）之间的联系及对星系的含义。
• 评估观测与理论证据，关于 IMF 随气体密度和金属量的变化。

提出的方法

• 总结太阳邻域恒星计数与分辨群体对规范 IMF 的约束。
• 给出带定义质量拐点的规范 IMF 的两段幂律表示。
• 将规范场星 IMF 与规范恒星 IMF进行比较，并讨论对 IGIMF 的含义。
• 讨论观测偏差以及在推导 IMF 时对准确的质量-光度关系的需求。
• 使用 IGIMF 框架在不同 SFR 下把嵌套星簇的 IMF 与 gwIMF 联系起来。

实验结果

研究问题

• RQ1 基于本地星数目和分辨群体，恒星 IMF 的规范形式是什么？
• RQ2 IMF 是否随恒星形成气体的物理条件（如密度、金属量）而变化？
• RQ3 在 IGIMF 框架内，恒星 IMF 与星系尺度 IMF（gwIMF）有何关系？
• RQ4 IMF 最好描述为概率密度函数还是最佳取样分布？
• RQ5 IMF 变化对星系及其演化的观测与理论含义是什么？

主要发现

• 规范的恒星 IMF 可以通过两段幂律很好描述，其指数为 α1_can = 1.3 ± 0.3，α2_can = 2.3 ± 0.3，α3_can = 2.3 ± 0.36 对应各自的质量范围。
• 规范的场星 IMF 的 α3_field = 2.7 ± 0.4，表明相对于规范的恒星 IMF，它更偏低端（顶端较轻）。
• Brown dwarfs 在简单恒星群中贡献约 4% 的质量，BD 区间在某些分析中以 α0 ~ 0.3–0.6 表征。
• 规范 IMF 的对数正态形式可以再现低质量段，但根据 Gaia 的约束，在 ~0.3 M⊙ 以下不可行，因此在实际取样中更倾向于两段幂律形式。
• IMF 可能是一个最优取样分布（α 值没有分散），这由在多样群体中的 α 的相对较小的散布以及 m_max(M_ecl) 关系所暗示。
• IGIMF 理论将 gwIMF 与嵌入星簇 IMF 的整体联系起来，显示出对分子云团块性质和星系的 SFR 的依赖。