FunciÃ³n inicial de masa

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• Se suele aproximar a una ley de potencias Φ(M)= (M)=A A m -(1+x),dondex es lapendiente de la IMF y se toma como –2.35 como valor general.– La función inicial de masas está normalizada a 1:∫ Φ( m)dm = 1• Para calcularla se parte de lo único que en principio puede hacerse:1) Contando las estrellas de alrededor, de la vecindad solar.Con ello se obtiene la función de luminosidad f(Mv).2)A partir de f(Mv) se calcula la función PDMF, f MS(log m), traducido como funciónde masas que hay hoy día, que es el número de estrellas que hay actualmente en laSP (MS), es decir es la distribución de las estrellas que hay en la MS pero traducida amasas3) Finalmente se hacen estimaciones de la parte que falta,que serán las estrellas queya han evolucionado
CONSTRUCCIÓN DE LA PDMF• La PDMF es el fundamento observacional de la IMF.• Se define como el número de estrellas por unidad logarítmica de intervalo demasa y por pc 2 que hay en la Vecindad Solar: PDMF=Φ(log M)Está dada por unidad de superficie porque está integrada en la dirección dperpendicular al disco para tener en cuenta el hecho de que las estrellas de mayor masaestán concentradas en el disco mientras que las de menor masa están a algunos cientosde pc´s del plano del disco galácticoLa cantidad que se usa para hacer el cálculo es Φ(Mv), que se relacionaconΦ(log M) por la siguiente ecuación:PDMF=ΦMS(logm ) =Φ ( MdMd log• Esta ecuación depende de varios términos,1. La función de luminosidad: Φ(Mv),que es el número de estrellas de todos lostipos por unidad de magnitud absoluta y por pc 3 que se encuentran en el disco dela vecindad solar.2. la relación de la masa con la luminosidad en las estrellas de MS, dMv/d(logM),relación que depende de las trazas teóricas estelares y que convierte una funciónde L en una función de M3. la fracción de luminosidad que procede de las estrellas de la MS, f ms4. 2H(Mv) que es el resultado de la integración de la función de luminosidad a lolargo de la dimensión perpendicular al disco suponiendo que ésta a tiene unadistribución exponencialmente decreciente con una escala HV) ⋅Vm⋅ 2 H( MV) ⋅fMS( MV)
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