The IMF is constrained using the lo

The IMF is constrained using the lower main sequence because the e†ects of stellar evolution are minimal for lowmass
stars over the age of the universe. However, the derived mass function depends on an accurate knowledge of
the mass-luminosity relation, and calculations indicate that the mass-luminosity relation depends on metallicity
(Kroupa 1997). & Tout Theoretical mass-luminosity relations are difficult to calculate for low-mass stars because of
complications from the equation of state, opacities, and convection, leading to uncertainties in the mass-luminosity
relation as derived from models. However, recent progress has been made by et al. These models Bara†e (1997).
incorporate the most up-to-date physics available and are computed self-consistently with the stellar atmospheres of
Allard (1997). et al. So far, we have obtained these models only for stars up to 0.7 for more massive stars (which M_;
do not enter strongly into the discussion in this paper), we have used models from the Padua group et al. (Bertelli
1994; Bressan 1993; 1994a, 1994b). et al. Fagotto et al. A
good summary of the current understanding of massluminosity
relations is presented by & Tout Kroupa (1997).
We note that it is clear that the models are still not perfectly
accurate because the model color-magnitude relation falls
blueward for the data for the faintest stars

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

IMF มีจำกัดใช้หลักลำดับต่ำเนื่องจาก e†ects ของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์มีน้อยสำหรับ lowmassดาวอายุของจักรวาล อย่างไรก็ตาม ฟังก์ชันการรวมได้รับขึ้นอยู่กับความรู้ถูกต้องความสัมพันธ์ของมวลสว่าง และการคำนวณแสดงว่า ความสัมพันธ์ของมวลสว่างขึ้นอยู่กับความเป็นโลหะ(Kroupa 1997) และทฤษฎี tout สว่างมวลสัมพันธ์ได้ยากคำนวณสำหรับดาวมวลน้อยเนื่องจากการภาวะแทรกซ้อนจากสมการสถานะ opacities และนำไปสู่ความไม่แน่นอนในความสว่างมวล การพาความร้อนความสัมพันธ์ที่ได้มาจากรุ่น อย่างไรก็ตาม ความคืบหน้าล่าสุดถูกทำ โดย et al รุ่นที่เหล่า Bara†e (1997)รวมฟิสิกส์ล่าสุดที่พร้อมใช้งาน และจะคำนวณ ด้วยบรรยากาศที่เป็นของตนเองอย่างสม่ำเสมอAllard (1997) et al เพื่อห่างไกล เราได้รับรุ่นนี้เท่านั้นสำหรับดาวถึง 0.7 สำหรับดาวมากขึ้น (ซึ่ง M_ไม่เข้าขอคำอธิบายในเอกสารนี้), เราใช้โมเดลจาก Padua กลุ่ม et al. (Bertelliปี 1994 Bressan 1993 1994a, 1994b) ร้อยเอ็ดร้อยเอ็ด Fagotto Aสรุปดีความเข้าใจปัจจุบันของ massluminosityนำเสนอโดยสัมพันธ์ & Tout Kroupa (1997)เราทราบว่า เป็นที่ชัดเจนว่า รูปแบบจะยังไม่สมบูรณ์ถูกต้องเนื่องจากความสัมพันธ์ของขนาดสีรูปแบบตรงสำหรับข้อมูลสำหรับดาว faintest blueward

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

กองทุนการเงินระหว่างประเทศเป็นข้อ จำกัด การใช้ลำดับหลักลดลงเนื่องจากอี ECTS †ของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่มีน้อยที่สุดสำหรับ lowmass
ดาวอายุของจักรวาลมากกว่า แต่ที่ได้ฟังก์ชั่นมวลขึ้นอยู่กับความรู้ที่ถูกต้องของ
ความสัมพันธ์มวลส่องสว่างและการคำนวณระบุว่าความสัมพันธ์มวลผ่องใสขึ้นอยู่กับโลหะ
(Kroupa 1997) และความสัมพันธ์เชิงทฤษฎี Tout มวลส่องสว่างเป็นเรื่องยากในการคำนวณสำหรับดาวมวลต่ำเนื่องจาก
ภาวะแทรกซ้อนจากสมการของรัฐ opacities และการพาความร้อนที่นำไปสู่ความไม่แน่นอนในมวลส่องสว่าง
ความสัมพันธ์เป็นแบบจำลองที่ได้มาจาก อย่างไรก็ตามความคืบหน้าล่าสุดได้รับการทำโดย et al, โมเดลเหล่านี้ Bara † E (1997).
รวมมากที่สุดฟิสิกส์ขึ้นไปวันที่มีอยู่และจะคำนวณด้วยตนเองอย่างต่อเนื่องกับบรรยากาศที่เป็นตัวเอกของ
อัลลาร์ (1997) et al, จนถึงขณะนี้เราได้รับรูปแบบเหล่านี้เฉพาะสำหรับดาวขึ้นไป 0.7 ดาวขนาดใหญ่มากขึ้น (ซึ่ง M_;
ไม่ได้ใส่ขอเข้าสู่การอภิปรายในบทความนี้) เราได้ใช้แบบจำลองจากกลุ่มปาดัว, et al (Bertelli
ปี 1994 Bressan 1993 1994a, 1994b) et al, Fagotto et al,
สรุปที่ดีของความเข้าใจในปัจจุบันของ massluminosity
ความสัมพันธ์ที่ถูกนำเสนอโดย & Tout Kroupa (1997).
เราทราบว่าเป็นที่ชัดเจนว่ารูปแบบจะยังคงไม่สมบูรณ์แบบ
ที่ถูกต้องเพราะรูปแบบความสัมพันธ์สีขนาดตก
blueward สำหรับข้อมูลสำหรับดาว faintest

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

กองทุนการเงินระหว่างประเทศเป็นข้อ จำกัด การใช้่หลักลำดับเพราะ E ภีษมะผลของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ lowmass น้อยที่สุดสำหรับดาวมากกว่าอายุของจักรวาล อย่างไรก็ตาม ได้มามวลฟังก์ชั่นขึ้นอยู่กับความถูกต้องของความรู้มวลความสว่างความสัมพันธ์และการคํานวณบ่งชี้ว่า มวลความสว่างขึ้นอยู่กับความเป็นโลหะ ( ดาราศาสตร์ ) ความสัมพันธ์( kroupa 1997 ) ทฤษฎีความสัมพันธ์ของมวล & ผ่องใส ยากที่จะคำนวณสำหรับดาวมวลน้อย เพราะภาวะแทรกซ้อนจากสมการของรัฐ opacities , การพาความร้อนและนำไปสู่ความไม่แน่นอนในมวลความสว่างความสัมพันธ์ที่ได้จากโมเดล อย่างไรก็ตาม ล่าสุดมีความคืบหน้าโดย et al . โมเดลเหล่านี้บาราภีษมะ E ( 1997 )รวมฟิสิกส์ที่ทันสมัยมากที่สุดพร้อมใช้งาน และคำนวณด้วยตนเอง สอดคล้องกับบรรยากาศของดาวฤกษ์อัล ( 1997 ) et al . ดังนั้นไกล เราได้รับรุ่นนี้เพียงดาวถึง 0.7 สำหรับดาวขนาดใหญ่มากขึ้น ( ซึ่ง m_ ;ไม่ระบุขอเข้าสู่การอภิปรายในบทความนี้ ) เราต้องใช้โมเดลจากปาดัวกลุ่ม et al . ( บาเตลลี่1994a bressan 1993 , 1994 ; ; 1994b ) et al . ฟาก็ โต้ et al . เป็นสรุปที่ดีของความเข้าใจในปัจจุบันของ massluminosityประชาสัมพันธ์ นำเสนอและชักชวน kroupa ( 1997 )เราทราบว่า มันเป็นที่ชัดเจนว่ารูปแบบจะยังคงไม่สมบูรณ์ถูกต้อง เพราะรูปแบบสีขนาดสัมพันธ์ ตกblueward สำหรับข้อมูลดาวใช่มะ