初期質量関数のソースを表示

{{星形成}}
'''初期質量関数'''（しょきしつりょうかんすう、{{lang-en-short|initial mass function, IMF}}）は[[経験則|経験的]]に得られた関数であり、[[恒星]]の[[母集団]]の[[質量]]分布（恒星質量のヒストグラム）をその初期質量（恒星形成時の質量）により記述する。恒星の特性とその進化はその質量と密接な関係にあるので、IMFは[[天文学者]]が多数の恒星を研究する上で重要な診断ツールのひとつとなる。IMFは恒星のグループ間であまり違いがない。

==初期質量関数の成立==
IMFは[[冪乗]]によって表記される。ある体積の空間にある質量<math>M</math> の恒星の数<math>N(M)</math> は<math>M^{-\alpha}</math> に比例するが、<math>\alpha</math> は無次元の指数である。IMFは[[質量光度関係]]を使った初期[[光度関数]]から推定できる。

我々の太陽より質量の大きな恒星に共通するIMFを発見したのは[[エドウィン・サルピーター]]で1955年のことである<ref>{{cite journal |  first = Edwin | last = Salpeter | title = The luminosity function and stellar evolution | journal = Astrophysical Journal | volume = 121 | pages = 161 | date = 1955 | doi=10.1086/145971|bibcode = 1955ApJ...121..161S }}</ref>。彼は指数<math>\alpha=2.35</math> にこだわった。この形式のIMFを'''サルピーター関数'''またはサルピーター IMFという。これにより各質量レンジにおける恒星の数は質量の増大とともに急速に減少することが明らかになった。

その後の研究でIMFの対象は1太陽質量以下まで拡張された。Glenn E. MillerとJohn M. Scaloは、IMFが1太陽質量以下で『平坦になる』（<math>\alpha=0</math> に達する）ことを指摘した<ref>{{cite journal | last1 = Miller | first1 = Glenn | last2 = Scalo | first2 = John | title = The initial mass function and stellar birthrate in the solar neighborhood | journal = Astrophysical Journal Supplement Series | volume = 41 | pages = 513 | date = 1979 | doi=10.1086/190629|bibcode = 1979ApJS...41..513M }}</ref>。Pavel Kroupaは0.5太陽質量以上では<math>\alpha=2.3</math> を維持しながら、0.08－0.5太陽質量では<math>\alpha=1.3</math> 、0.08太陽質量以下では<math>\alpha=0.3</math> を導入した<ref>{{cite conference |arxiv= 1112.3340| last1 = Kroupa | first1 = Pavel | display-authors = etal | book-title = Stellar Systems and Galactic Structure, Vol. V | title = The stellar and sub-stellar IMF of simple and composite populations | date = 2013|bibcode = 2013pss5.book..115K |doi = 10.1007/978-94-007-5612-0_4 }}</ref>。また、Chabrier (2003)は[[対数正規分布]]型のIMFを提唱している<ref name="Chabrier03">{{cite journal | first = Gilles | last = Chabrier | title = Galactic stellar and substellar initial mass function | journal = Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume = 115 | issue = 809 | pages = 763–795 | date = 2003 | doi=10.1086/376392|arxiv = astro-ph/0304382 |bibcode = 2003PASP..115..763C }}</ref>。

ある領域内のすべての恒星の光度と色を観測することで初期質量関数を求めることができるが、低質量の恒星ほど光度が低いため、観測で見落とす可能性が高くなる。このため、初期質量関数の低質量側の形状を精度よく定めようとすれば、限界等級を充分に下げる必要がある。光度の小さい[[褐色矮星]]の質量域では、初期質量関数の形状についてまだ不明の点が多い。

[[ファイル:Plot of various initial mass functions.svg|サムネイル|代替文=サルピーター、Kroupa他の初期質量関数。|様々な初期質量関数。サルピーターの質量関数（青線）は折れ曲がりがないが、Kroupの質量関数（赤線）は0.5太陽質量及び0.08太陽質量でふたつの折れ曲がりを持つ。]]

==参考文献==
{{Reflist}}

{{DEFAULTSORT:しよきしつりようかんすう}}
[[Category:天体物理学]]
[[Category:天文学に関する記事]]
{{Astro-stub}}

<!-- en:Initial mass function; 00:09, 5 November 2007 edition -->