Fungsi jisim awal

Pembentukan bintang
Kelas objek
Medium antara bintang Awan molekul Globul Bok Nebula gelap Objek bintang muda Protobintang Bintang pra-jujukan utama Bintang T Tauri Bintang Ae/Be Herbig Objek Herbig–Haro
Konsep teori
Tokokan Fungsi jisim awal Ketidakstabilan Jeans Mekanisme Kelvin–Helmholtz Hipotesis nebula Penghijrahan planet
l b s

Dalam astronomi, fungsi jisim awal (Jawi: ‏فوڠسي جيسيم اول‎code: ms is deprecated ‎; singkatan Inggeris: IMF) ialah fungsi empirikal yang menerangkan taburan awal jisim bagi populasi bintang semasa pembentukan bintang.^[1] IMF bukan sahaja menerangkan pembentukan dan evolusi bintang individu, ia juga berfungsi sebagai pautan penting yang menerangkan pembentukan dan evolusi galaksi.^[1]

IMF sering diberikan sebagai fungsi ketumpatan kebarangkalian (PDF) yang menerangkan kebarangkalian bintang yang mempunyai jisim tertentu semasa pembentukannya.^[2] Ia berbeza daripada fungsi jisim masa kini (PDMF), yang menerangkan taburan jisim bintang semasa, seperti gergasi merah, kerdil putih, bintang neutron, dan lohong hitam, selepas beberapa lama evolusi menjauhi bintang jujukan utama dan selepas jumlah kehilangan jisim tertentu.^[2][3] Memandangkan tidak terdapat kelompok bintang muda yang mencukupi untuk pengiraan IMF, PDMF sebaliknya digunakan dan hasilnya diekstrapolasi kembali kepada IMF.^[3] IMF dan PDMF boleh dikaitkan melalui "fungsi penciptaan bintang".^[2] Fungsi penciptaan bintang ditakrifkan sebagai bilangan bintang per unit isipadu ruang dalam julat jisim dan selang masa. Untuk semua bintang jujukan utama yang mempunyai jangka hayat yang lebih besar daripada galaksi, IMF dan PDMF adalah setara. Begitu juga, IMF dan PDMF adalah setara dalam kerdil perang kerana jangka hayatnya yang tidak terhad.^[2]

Sifat dan evolusi bintang berkait rapat dengan jisimnya, jadi IMF ialah alat diagnostik penting untuk ahli astronomi yang mengkaji kuantiti bintang yang banyak. Sebagai contoh, jisim awal bintang ialah faktor utama untuk menentukan warna, kekilauan, jejari, spektrum sinaran, dan kuantiti bahan serta tenaga yang dipancarkannya ke ruang antara bintang semasa hayatnya.^[1] Pada jisim rendah, IMF menetapkan anggaran jisim Galaksi Bima Sakti dan bilangan objek subnajam yang terbentuk. Pada jisim pertengahan, IMF mengawal pengayaan kimia medium antara bintang. Pada jisim yang tinggi, IMF menetapkan bilangan supernova keruntuhan teras yang berlaku serta maklum balas tenaga kinetik.

IMF secara relatifnya tidak berubah dari satu kumpulan bintang ke kumpulan bintang yang lain, walaupun beberapa pemerhatian mencadangkan bahawa IMF berbeza dalam persekitaran yang berbeza,^[4][5][6] dan berpotensi berbeza secara dramatik dalam galaksi awal.^[7]