Τι είναι η Αρχική Συνάρτηση Μάζας (κατανομή αρχικής μάζας ή Initial Mass Function - IMF) και από τι εξαρτάται;

Ένα από τα πιο ενεργά πεδία αστροφυσικής είναι η μελέτη της δημιουργίας και εξέλιξης των διαφορετικών αστρικών πληθυσμών, στους διάφορους γαλαξίες.

Για να το πετύχουμε αυτό, προσπαθούμε να συνδέσουμε τα τωρινά παρατηρησιακά δεδομένα, κυρίως από το δικό μας Γαλαξία ή κοντινούς, όπως τα Νέφη του Μαγγελάνου, με τις συνθήκες των αρχικών μοριακών νεφών και πως αυτές επέδρασαν στη διαδικασία δημιουργίας των αστεριών. Ο στόχος είναι να μπορέσουμε να χρησιμοποιήσουμε αυτές τις πληροφορίες για να βγάλουμε συμπεράσματα που αφορούν τη μάζα και το ιστορικό των αστρικών πληθυσμών σε οποιονδήποτε γαλαξία.

Οι παράγοντες που επηρεάζουν την τωρινή παρατηρούμενη κατάσταση είναι:

1. οι αρχικές αναλογίες αστρικών μαζών που δημιουργούνται σε κάποιο μοριακό νέφος,

2. η πυκνότητα του αρχικού αερίου, η χημική σύσταση του (ή αλλιώς μεταλλικότητα), η θερμοκρασία του, η ταχύτητά του καθώς και το πεδίο ακτινοβολίας στο οποίο βρίσκεται,

3. η εξέλιξη των αστεριών, με διαφορετική διάρκεια ζωής και συνθήκες θανάτου, που εξαρτάται απο τη μάζα τους,

4. η τροφοδοσία του διαστρικού αερίου με ύλη διαφορετικής σύστασης (μεγαλύτερης μεταλλικότητας) μέσω των αστρικών ανέμων ή εκρήξεων υπερκαινοφανών που παράγουν βαρύτερα στοιχεία. Αυτό τοπικά μπορεί να έχει ως αποτέλεσμα την έναρξη νέων διαδικασιών αστρογένεσης ή και την παύση τους.

O συνδετικός κρίκος μεταξύ της αρχικής κατάστασης και της εξέλιξης της στα παρατηρούμενα άστρα είναι η αρχική αναλογία μαζών ή αλλιώς αρχική συνάρτηση μάζας (initial mass function - IMF). Αυτό συμβαίνει γιατί η μάζα είναι ο βασικός παράγοντας που καθορίζει τους υπόλοιπους, τη διάρκεια ζωής και το είδος κατάληξης που θα έχουν τα άστρα. Όσο πιο γενική είναι αυτή η συνάρτηση, τοσο πιο εύκολα εφαρμόζεται σε άλλους γαλαξίες που οι παρατηρήσεις είναι πιο δύσκολες λόγω αποστάσεων*. Τί μας δείχνει όμως αυτή; Πρόκειται για μια γενική σχέση ή εξαρτάται από τις συνθήκες σε διαφορετικές περιοχές;

Η αρχική συνάρτηση μάζας μας δείχνει την κατανομή μαζών των αστεριών όταν δημιουργηθούν, μετά την κατάρρευση μικρών πυκνών δομών σε ένα μοριακό νέφος και ξεκινήσουν οι πυρηνικές αντιδράσεις στο κέντρο τους. Με άλλα λόγια, αν ξεκινά ο πληθυσμός με πολλά μικρά ή μεγάλα αστέρια και τον αριθμό ανά μάζα. Η μελέτη αυτής της κατανομής ξεκίνησε το 1955 από τον Saltpeter. Με βάση την εργασία του, βασισμένη σε παρατηρήσεις αστρικών σμηνών εντός του Γαλαξία μας, συμπέρανε ότι η κατανομή αυτή είναι νόμος δύναμης με αρνητικό εκθέτη**. Πιο απλά, η σχέση που βρήκε δείχνει ότι όσο μεγαλώνει η μάζα των αστεριών το ποσοστό τους πέφτει, όχι απλώς αντιστρόφως ανάλογα με τη μάζα τους, αλλά με πιο απότομη μείωση σε μεγάλες μάζες. Άρα τα αστέρια μικρής μάζας είναι πολύ περισσότερα από αυτά με μεγαλύτερες.

Για να εξηγηθούν οι παρατηρήσεις έχουν προταθεί πολλά μοντέλα με διαφορετικές κλίσεις. Την ίδια στιγμή η δυσκολία παρατήρησης στη περιοχή των πολύ μικρών μαζών, αφήνει ανοιχτό το ενδεχόμενο να αλλάζει όχι μόνο η κλίση της κατανομής, αλλά και η γενικότερη μορφή της συνάρτησης. Αυτό δημιουργεί ένα χαρακτηριστικό σπάσιμο στο σχήμα της γραφικής παράστασης τους (θυμηθείτε εικόνα υποσημείωσης**).

Στο βασικό ερώτημα, αν δηλαδή αυτή η συνάρτηση μάζας έχει μια γενική μορφή που ισχύει σε όλα τα περιβάλλοντα, η απάντηση είναι ότι δεν έχει διελευκανθεί πλήρως. Οι παράγοντες που επηρεάζουν τη κατάρρευση του αρχικού αερίου, δηλαδή οι διαφορετικές συνθήκες μεταλλικότητας, η θερμοκρασίας, και ο ρυθμός αστρογένεσης, φαίνεται να επηρεάζουν αυτή την κατανομή. Για παράδειγμα, τα περιβάλλοντα που είναι πλούσια σε πυκνό αέριο, σχετίζονται με μεγάλους ρυθμούς αστρογένεσης και φαίνεται να ευνοούν θεωρητικά και στατιστικά τον σχηματισμό αστεριών μεγάλης μάζας. Αυτό είναι βέβαια κάτι που μένει να επιβεβαιωθεί παρατηρησιακά.

Η ανάλυση και ποιότητα των παρατηρησιακών δεδομένων είναι βασικής σημασίας στα παραπάνω. Ένα από τα σημαντικά προβλήματα στην μελέτη της αστρογέννησης και εξέλιξής της είναι η ευκρίνεια των τηλεσκοπίων στα μήκη κύματος - για παράδειγμα υπερύθρου - που εκπέμπονται κατα τη διάρκειά τους. Ακόμα και εντός του Γαλαξία μας, που οι αποστάσεις είναι μικρές, η διακριτική μας ικανότητα δεν είναι αρκετή για να ξεχωρίσουμε αν μια πυκνή δομή κατάρρευσης σχετίζεται με έναν βαρύτερο αστέρα ή με πολλούς ελαφρύτερους. Επομένως είναι πολύ δύσκολο να βγουν ασφαλή συμπεράσματα και γενικεύσεις για την IMF. Αυτό, όπως έχει ήδη ειπωθεί, γίνεται ακόμα πιο δύσκολο για μακρινούς γαλαξίες. H χρήση νέων τηλεσκοπίων τα επόμενα χρόνια, όπως το επίγειο Extremely Large Telescope (ELT) και το διαστημικό James Webb, αναμένεται να δώσει πιο σαφείς απαντήσεις σε αυτά τα ερωτήματα.

* Με παρατηρήσεις στο οπτικό φάσμα μπορούμε να εξάγουμε, ακόμα και για απομακρυσμένους γαλαξίες, μια συνάρτηση που λέγεται συνάρτηση λαμπρότητας (luminosity function - LF). Αυτή δίνει των αριθμό αστέρων, ανά λαμπρότητα. Επειδή όμως η διακριτική ικανότητα των τηλεσκοπίων μας, δεν μας επιτρέπει να μετράμε μεμονωμένα αστέρια και τις ιδιότητες τους, δεν μπορούμε να ξέρουμε τις συνθήκες που επικρατούν εκεί. Έτσι είναι πολύ χρήσιμη μια σχέση που να συνδέει και να μετατρέπει την LF στην αρχική κατανομή μαζών IMF. Αυτή η σύνδεση μπορεί να βρεθεί σε κοντινά περιβάλλοντα, όπως εντός του γαλαξία μας, όπου μετριούνται ξεχωριστά τα αστέρια, οι μάζες τους και οι υπολοιποι παράγοντες που αναφέραμε. Επομένως όσο πιο παγκόσμια και γενική είναι αυτή η σύνδεση, μπορεί μετά να χρησιμοποιηθεί και σε απόμακρα περιβάλλοντα για να μάθουμε λεπτομέρειες για τις συνθήκες που επικρατούν εκεί (συνολική μάζα, χαρακτηριστικά των άστρων κτλ)

** Στα κατάλληλα διαγράμματα (λογαριθμικά) αναπαρίσταται με μια ευθεία γραμμή που πέφτει προς τα κάτω και έχει αρνητική κλίση (η οποία ταυτίζεται με τον εκθέτη αυτής της μείωσης).