De acuerdo con la función de masa inicial, ¿debería haber más enanas marrones que enanas rojas?

Question

Según el FMI y la distribución estelar de la masa, las estrellas se vuelven más abundantes cuanto menos masivas son. Y mientras que los objetos deben tener una masa> 0,075 de masa solar para convertirse en una estrella, enanas marrones con masas inferiores a esta forma de la misma manera que estas estrellas. ¿Significa eso que hay más enanas marrones que enanas rojas en la galaxia según esta distribución?

Answer 1

Hay varios comúnmente utilizado aproximaciones analíticas para el inicial (de nacimiento) función de masa (FMI) que cubren tanto las estrellas y las enanas marrones. No es sin embargo absolutamente seguro de cual de estos es el más correcto en la baja masa final, si es que existe una menor masa de corte como uno de los enfoques planetaria masas, o si la fracción de enanas marrones (BDs) a las estrellas varía dependiendo de el nacimiento de medio ambiente. Estos son todos los activos de las áreas de de investigación. Sin embargo todos los de el moderno Sistema monetario y financiero internacional predecir que el FMI cambios de ser un Salpeter ley de potencia ($\phi(m) \propto m^{-2.3}$) en mayor masas a uno empieza a acoplar a continuación acerca de la $0.5M_{\odot}$ y, a continuación, cae a menor masas.

Tomemos el más comúnmente utilizado de forma analítica, la Chabrier lognormal FMI. Esto asegura que el número de estrellas/BDs como un en función de su logarítmica (base 10) de masa está dada por $$ \phi(m) \propto \exp \left(- \frac{(\log m - \log m_c)^2}{2 \sigma^2}\right),$$ donde los parámetros del modelo son un `pico de masa" $m_c$ y un ancho de a la función lognormal $\sigma$. En su formulación más reciente, Chabrier (2005) sugiere que el FMI con $m_c = 0.2M_{\odot}$ $\sigma=0.55$ universalmente se ajusta a la observada en masa funciones de ambos, el campo cercano y jóvenes los cúmulos abiertos.

Podemos utilizar esta parametrización para explorar su pregunta. Vamos a clasificar una `enana roja" estrella como algo con $0.075 < M/M_{\odot} < 0.5$ and a brown dwarf as something with $0.01 < M/M_{\odot} <0.075$. Como he dicho anteriormente, lo que el límite inferior debe ser es un tema de investigación actual, pero como el FMI está cayendo abruptamente aquí, el valor exacto no cambia la conclusión.

La relación de enanas rojas a enanas marrones se encuentra mediante la integración de la función de masa con respecto a $\log m$, y, a continuación, la formación de una relación de estas integrales utilizando la enana roja (registro) la masa de límites en el numerador y el enana marrón límites en el denominador. La relación de enanas rojas a brown los enanos es de alrededor de 5:1 y esto es bastante consistente con la observación el trabajo que se ha hecho (por ejemplo, Andersen et al. 2008).

Las enanas marrones son mucho menos numerosos que los de rojo los enanos.