¿Cuál es la función de masa inicial?

La función de masa inicial (FMI) fue derivada por primera vez en 1955 por Edwin Saltpeter, un astrofísico austríaco, y es un método para calcular el rango de diferentes masas para las estrellas que se formarán a partir de gases de condensación en el espacio. Es una forma de distribución de probabilidad que utiliza ecuaciones matemáticas y físicas complejas con un valor base de una masa solar, que representa la masa del Sol de la Tierra como un punto de partida para el rango de otras estrellas que se formarán. La premisa de la función de masa inicial en astronomía estelar es que es mucho más común y probable que se formen estrellas de baja masa en el espacio que para estrellas de alta masa, siendo las estrellas que tienen aproximadamente 0,5 masas solares las más comunes en la galaxia de la Vía Láctea a partir de 2011. A pesar de este hecho, las estrellas más raras, con un tamaño de 60 masas solares o más, contribuyen con la mayor parte de la luz visible a la galaxia de la Vía Láctea.

Según la mayoría de las estimaciones de astronomía a partir de 2011, existe entre 200,000,000,000 y 400,000,000,000 de estrellas en la galaxia de la Vía Láctea. La función de masa inicial predice que la probabilidad para la mayoría de estas estrellas es que tengan 0.9 masas solares o menos, mientras que menos del 1% de ellas conforman tamaños que van de 8 a 120 masas solares. El FMI calcula las masas en función de cuándo se formó cada estrella por primera vez, y la mayoría de las estrellas comienzan como estrellas enanas de solo 0.085 a 0.8 masas solares. A medida que estas estrellas de secuencia principal envejecen, tienden a perder masa y ganar volumen.

A pesar de las condiciones muy variables en las regiones del subsuelo del espacio donde se forman las estrellas, las leyes de potencia de la función de masa inicial han demostrado ser ciertas. Esto significa que, ya sea que se esté formando una estrella en pequeñas nubes moleculares de gas o en densos cúmulos estelares, la misma distribución de rangos de estrellas surge independientemente. Estas observaciones entran en conflicto con las teorías de formación de estrellas a partir de 2011 debido a condiciones como el hecho de que, en una región de espacio densamente metálica, la distribución de estrellas debería incluir un mayor porcentaje de estrellas masivamente grandes.

Se estima que, en aproximadamente 5,000,000,000 de años, el Sol mismo se expandirá a medida que quema su combustible de hidrógeno y comienza a fusionar helio a elementos más pesados. En esta etapa, el Sol llenará un volumen de espacio que llegará a la órbita de la Tierra durante aproximadamente el 20% de su vida útil total, y retendrá el 50% de su masa anterior como un gigante rojo. A medida que las estrellas pequeñas como el Sol envejecen y pierden masa en el proceso, cada vez sesgan más la función de masa inicial hacia el extremo de masa pequeña del espectro, en gran parte porque existen muchas más estrellas pequeñas.