基于非等温湍流破碎的星体质量谱

确定决定星体初始质量函数 (IMF) 的过程是星形成理论中的一个根本问题。其中一个主要不确定性是星形成气体的确切化学状态及其对动力学演化的影响。大多数星形成簇模拟使用等温态方程组 (EOS)。然而，理论预测和观测表明，有效多项式指数 gamma 在密度变化时会发生变化。我们针对这些问题进行了研究，通过三维平滑粒子流体力学模拟研究了非等温多项式 EOS 对湍流自重分子云中星体簇形成的影响。为模拟已发表预测的热力学行为，我们在选定密度 n_c 处将多项式指数 gamma 从 0.7 增加到 1.1。 thermodynamic 状态在 n_c 处的变化为破碎选择了特征质量尺度 M_ch，我们将其与观测到的 IMF 峰值相关联。我们的研究 generally 支持星体质量分布主要取决于星形成气体热力学状态的观点。星际气体的热力学状态是由加热与冷却过程之间平衡决定的，这些过程由基本的原子和分子物理以及化学丰度决定。给定丰度后，特征星体质量的推导因此可以基于普适量和常数。