Suponiendo un FMI Salpeter (no soy un teórico de galaxias, no me importan Chabrier y Kroupa) y usar esta tabla para determinar la masa inicial de estrellas de tipo F / G de secuencia principal porque no tengo mi copia de Carroll y Ostlie a mi lado en este momento, la fracción de estrellas de secuencia principal que son de tipo F / G es
[matemáticas] \ frac {\ int_ {0.93} ^ {1.7} m ^ {- 2.35} dm} {\ int_ {0.08} ^ {120} m ^ {- 2.35} dm} = 0.02 [/ matemáticas]
Entonces, alrededor del 2% .
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La idea básica es que todas las estrellas de cierto tipo espectral se encontrarán dentro de un cierto rango de masa inicial. El tipo espectral F es de aproximadamente 1,2 a 1,7 masas solares y G es de aproximadamente 0,93 a 1,2 masas solares, según el gráfico.
La distribución de probabilidad de estrellas con masa inicial en una población se denomina “función de masa inicial”. Entonces, si desea saber la cantidad de estrellas que se encuentran dentro de un cierto rango de masa inicial, simplemente integre un FMI correctamente normalizado en ese rango. Los FMI son siempre leyes de poder, y el FMI más antiguo y básico lleva el nombre de Edwin Salpeter y escala suavemente como masa al poder -2.35 sobre todas las masas que puede tener una estrella.
Finalmente, necesitamos conocer los límites inferior y superior de la masa que puede tener una estrella (0.08 y 120 masas solares en mi cálculo, respectivamente). 0.08 se establece por el límite en el que puede ocurrir una tasa apreciable de combustión de hidrógeno en una estrella de secuencia principal. No sé exactamente cómo se establece, pero probablemente sea algo así como que hay suficiente combustión de hidrógeno para que el núcleo esté soportado por la presión de gas en lugar de la presión de degeneración como en las estrellas enanas marrones.
120 masas solares es un límite superior suave para la masa de una estrella que no es exactamente cierto empíricamente, pero a menudo se usa para integrar el FMI. Es posible que escuche a alguien decirle que 120 masas solares se establecen por la masa a la que la presión de radiación haría explotar una estrella de secuencia principal (límite de Eddington); esto es falso, en teoría no hay un límite superior duro para la masa de una estrella y usted podría tener una estrella estable, sub-Eddington de cualquier masa. En realidad, este límite superior probablemente se establece por la formación de estrellas, y hay algún mecanismo (que probablemente tenga que ver con la presión de radiación) que establece un límite superior en la masa de una estrella que puede formarse a partir de un núcleo de nube molecular denso.
