由 OGLE-III 微透镜时标测得的内银河系初始质量函数

我们使用由 OGLE-III 巡天测得的约 3000 个微透镜事件的时标分布，结合银河系核球/棒状区域精确的定制动力学模型，来测量内银河系的 IMF。每个事件的时标取决于透镜天体的质量，以及透镜和源的相对距离与速度。动力学模型在统计上提供了这些距离和速度，使我们能够约束透镜质量函数，并由此推断出 IMF。将 IMF 参数化为折断幂律，我们发现主序区的斜率 $\alpha_{\rm ms}=1.31\pm0.10|_{\rm stat}\pm0.10|_{\rm sys}$，褐矮星区的斜率 $\alpha_{\rm bd}=-0.7\pm0.9|_{\rm stat}\pm0.8|_{\rm sys}$，其中我们采用了 50% 的基准双星比例，且系统不确定性覆盖了 0-100% 的双星比例范围。类似地，对于对数正态 IMF，我们得出 $M_c=(0.17\pm0.02|_{\rm stat}\pm0.01|_{\rm sys})M_\odot$ 和 $\sigma_m=0.49\pm0.07|_{\rm stat}\pm0.06|_{\rm sys}$。这些值分别与 Kroupa 或 Chabrier IMF 非常相似，表明核球中的 IMF 与在本地测得的 IMF 无法区分，尽管透镜位于内银河系，那里的恒星大多约为 100 亿年（~10Gyr）且形成于快速的 $\alpha$ 元素增强时标上。因此，这约束了依赖于坍缩气体云性质的 IMF 变化模型。