През 1955 година американският астроном Едуин Солпитър публикува статия, която дефинира един фундаментален параметър, с помощта на който днес, повече от половин век по-късно, продължаваме да изследваме ред въпроси, като се започне от образуването на звездите и се стигне до еволюцията на галактиките. Става дума за началната функция на масите на звездите. Става дума за най-обикновена хистограма – която разделя диапазона на масите на звездите – от около една десета от масата на Слънцето до около 100-ина пъти повече от неговата маса – на интервали и описва колко звезди попадат във всеки интервал. Обикновено се нормализира, така че не се работи с брой звезди, а с процент от всички звезди. И се нарича нарича начална, защото описва това разпределение в момента на раждане на звездите – за астрономите той настъпва когато в ядрата им се запалват термоядрени реакции.
Солпитър използва съвсем примитивен – по съвременните мерки подход – прави хистограма по светимост и използва отношението светимост-маса за да я превърне в хистограма по маси. Учудващо е, че той получава резултат, който е много подобен на резултатите от съвременните анализи, получени с много по-сложни методи. Но по онова време това са били достъпните инструменти неговата, а и неговата гениалност е в друго – в самото поставяне на въпроса какво е разпределението на звездите по маса.
Очаквало се е, това разпределение да зависи от много параметри. Например, от металичността – защото звездите се образува при свиването на газово-прахови облаци под въздействието на собствената им гравитация. Но при свиването материалът се загрява и оказва съпротива на гравитацията, а металите в него са отговорни за охлаждането му – чрез излъчване в техните емисионни линии. Обаче след толкова години на упорити изследвания се оказва, че разпределението е учудващо стабилно и фактори като споменатата металичност или магнитните полета, или турбулентността на материала почти не играят роля.
Обикновено хистограмата се параметризира с наклон и горна граница. Наклон, защото по-масивните звезди са по-малобройни от по-малко масивните. Строго погледаното, има и долна граница, но при наблюденията тя обикновено е зле определена заради непълнотата на данните при слабите звезди.
Началната функция на масите е важна не сама по себе си и има значение за много други изследвания в астрофизиката. Например, звездите с различни маси произвеждат различни химични елементи и в рамките на живота на една галактика обогатяват междузвездната среда с тях, а по-късно от тази обогатена междузвездна среда се образуват нови поколения звезди, които имат различни параметри, в зависимост от химичния си състав.
През тази седмица, от 8 до 12 юни, в ЕСО върви конференция за произхода на началната функция на масите. Страницата й, както и програмата, може да се видят тук:
https://www.eso.org/sci/meetings/2026/CMF2IMF.html
Аз не представям нищо, но кат млад аспирант се интересувах от тази тема и от чисто любопитство изслушах няколко обзорни доклада и съм поразен колко много се е развила тази област през последните три десетилетия. Ако не съм пропуснал нещо, напредъкът е предимно в две области. Най-напред идва прогресът на суб-милиметровата астрономия. Това е астрономия на границата между далечното инфрачервено и радиодиапазона. Тя е важна, защото позволява да се „надникне“ в самата вътрешност на молекулните облаци, където протича звездообразуването и да се видят бъдещите звездите още преди да са се освободили от газово-праховите си обвивки. Другата важна промяна е много по-задълбоченото теоретично разбиране на физическите процеси, които управляват образуването на звездите. През 1960-те години първите числени симулации започна да прави Ричард Ларсън и те се свеждаха до колапс на отделен облак, който образува отделна звезда. Четох неговите статии още докато си правех мастъра в София и дори се опитах да пускам подобни симулации на един героичен 386, но така и не напреднах в това. В началото на 1990-те години Фред Адамс от университета в Мичиган започна да симулира колапс на големи облаци, при което се образуват много звезди. Това е важно, защото по-масивните звезди се образуват по-бързо и тяхното излъчване може да прекрати образуването на по-малки звезди. Сега Паоло Падоан и колегите му моделират подобни процеси на много по-сложно ниво. Той беше тук и изнесе доклад за това как турбулентността определя формата на началната функция на масите.
За съжаление, както на повечето други конференции, които се провеждат в собствения ми институт, не мога да следя всичко, защото никой не отменя обичайната ежедневна работа и трябва да я върша, така че се наложи да пропусна много доклади. Все пак успях да чуя нещичко и да се видя колеги, с които не сме се срещали от години, къде от заетост, къде защото парите за пътуване в науката значително намаляха през последните години.