Primordial magnetic fields and formation of molecular hydrogen
我们研究的原始磁场的热和电离的后复合时代的历史的影响。特别是，我们计算的耗散的原始磁场由于双极扩散和衰变的星系际介质（IGM）中的湍流和崩溃的晕的影响和计算的影响改变的热和电离历史上形成的分子氢。我们发现，在$2 \times 10^{-10} {\rm G} \la B_0 \la 2 \times 10^{-9} {\rm G}$范围内的磁场强度，在IGM和塌陷晕的分子氢分数可以增加5到1000倍的情况下，没有磁场。我们讨论了分子氢含量增加对紫外光子辐射转移和宇宙第一结构形成的影响。
2008-04-22 astro-ph
Primordial Magnetic Fields in the Post-recombination Era and Early Reionization
我们探讨了原始磁场如何影响复合后宇宙的热历史和电离历史。在复合之后，宇宙变得大部分是中性的，这也导致了辐射粘性的急剧下降。原始磁场然后可以通过双极扩散和足够小的尺度，通过产生衰减的MHD湍流将其能量耗散到星系际介质（IGM）中。这些过程可以显著地改变后复合宇宙的热历史和电离历史。我们表明，红移至磁吉恩尺度及以下高斯平滑的当前值$B_{0}=3\times 10^{-9}$的磁场的耗散效应可能会引起汤姆森散射光学深度$τ\ga 0.1$，尽管不在解释最近WMAP偏振观测所需的红移范围内。我们还研究了原初场诱导$z \ga 15$形成亚星系结构的可能性。我们表明，早期结构形成诱导的纳米高斯磁场是潜在的能够产生早期再电离的WMAP数据暗示。未来的宇宙微波背景观测将对探测原始磁场演化产生的修正电离历史和约束其强度非常有用。
2004-10-20 astro-ph gr-qc
Acoustic and Thermoreactive Instabilities in a Photoionized Multiphase Medium
我们研究热反应和声学不稳定性的扩散气体，光电离和加热的辐射场。Field（1965）对热不稳定性的分析被扩展到包括氢复合反应的影响，氢复合反应一般被认为是凝结模式的稳定剂。当平均光子能量不比氢电离能大得多时，这种效应更强。此外，还有热反应不稳定平衡，等压过渡到一个稳定的阶段是不可能的，系统的发展走向一个动态的状态，其特征在于大幅度，非线性周期振荡的温度，密度和氢离子化分数。声波被发现是不稳定的ISM的冷和暖相的一些温度，也在气体是{ \it热稳定}的区域，独立的平均光子能量。
1994-10-18 astro-ph
Primordial star formation triggered by UV photons from UHECR
超高能宇宙射线的存在，在宇宙中的前电离时代显着增强H $_2$动力学的维里化晕。它导致更有效的辐射冷却，并降低了第一个恒星形成系统的质量下限。因此，与标准情况相比，第一发光物体中包含的重子的比例及其对宇宙再电离的贡献可以显着增加。
2004-02-11 astro-ph
Radiation Hydrodynamical Evolution of Primordial H II Regions
我们模拟了当前CDM宇宙学框架内形成的z ~ 20发光天体的电离环境，并计算了它们的紫外逃逸分数。这些天体很可能是单一的非常大质量的恒星，是丰富的紫外线发射体。我们目前的分析估计，以及一维辐射流体动力学计算这些第一HII区域在宇宙中的演变。最初的D型电离锋在距离$\sim1$ pc的$\lesssim 10^5$年内演变为R型。然后，电离前沿完全越过晕，将膨胀的气体壳层向外加速到超过30 km/s的$^{-1}$速度，大约是封闭的暗物质晕的逃逸速度的10倍。我们发现，HII区的演变仅弱依赖于假设的恒星电离光度。因此，无论恒星是否产生超新星，第一批恒星周围的大部分气体都会离开暗晕。如果它们形成了第一个大质量的种子黑洞，那么在它们形成之后的哈勃时间内，它们不太可能吸积，直到它们被纳入包含更多气体的更大的暗物质晕中。由于这些I-前线退出晕的时间尺度远远短于恒星的主序寿命，其主机晕的紫外逃逸分数的$\gtrsim 0.95$，固定宇宙学氢再电离的理论研究的一个重要参数。
2004-03-02 astro-ph
The role of thermal instabilities on the theoretical mass function of MACHOs
我们分析了原始的原星系气体的热不稳定性的作用，在形成的凝聚，可能有助于的质量函数。我们发现，prerialized原星系可能已经经历了一个热不稳定的制度，定义了一个峰值质量凝聚开始周围$0.1 \, M_{\odot}$后，再处理的环境，这可能被确定为给予起源的MACHO。磁场对这种不稳定性驱动的MACHO方案的影响也得到了解决。
1995-11-10 astro-ph
Instabilities in Photoionized Interstellar Gas
我们提出了一个线性分析的声学和热反应不稳定性的扩散气体，光电离和加热的辐射场，冷却的碰撞激发的氢和金属线。氢复合反应对Field（1965）发现的热模有稳定作用，因为凝结不稳定性发生在参数空间的一个较窄的区域，并且由于其振荡特性而在较长的时间尺度上增长。当平均光子能量不比氢电离能大得多时，这种效应更强。此外，对于固定值的热压和光电离率，有热反应不稳定的平衡，没有过渡到一个稳定的阶段是可能的。通过扩展我们的热反应模式的非线性制度的分析，我们表明，当没有相变是可能的介质演变通过一系列的非平衡状态，其特征在于大幅度，非线性周期振荡的温度，密度和氢电离分数。我们还发现不稳定的声波，太阳金属丰度，是增长最快的模式在两个温度区间：$T\sim 100$ ~K和$T\sim 8000$ ~K（即冷，暖相，分别），独立的平均光子能量。对星际介质和星系际介质的可能影响进行了简要概述。
1995-03-21 astro-ph
Fragmentation and the formation of primordial protostars: the possible role of Collision Induced Emission
分析了原始原恒星形成过程中可能导致化学热不稳定性和碎裂的机制。我们介绍的H2冷却速率桥接光学薄和厚制度的近似。这使我们能够讨论原恒星在光学厚度达到连续辐射（n~10^16 cm^-3）时的密度不稳定性。在坍缩过程中，不稳定性在两个不同阶段出现：在低密度（n~10^8-10^11 cm^-3）下，这是由于快速的三体反应将H转化为H2;在高密度（n>10^13 cm^-3）下，这是由于碰撞诱导发射（CIE）。与三维模拟一致，我们发现，在低密度的不稳定性不会导致碎片，因为波动不生存的湍流混合，因为它们的增长是缓慢的。高密度的情况类似。CIE诱导的不稳定性是一样弱的低密度，具有相似的增长率和动力学时间尺度。波动增长时间比自由降落时间长，碎片化似乎不太可能。因此，人们认为第一批恒星质量很大，不会形成双星，也不会形成港湾行星。然而，需要完整的3D模拟。他们可以成为可能使用简化的估计辐射转移的影响，我们表明，在一维的情况下工作得很好。这表明，在原始原恒星形成的初始阶段的辐射转移的影响可以被视为局部的冷却修正。（节录）
2003-11-15 astro-ph
The primordial baryonic clouds and their contribution to the CMB anisotropy and polarization formation
本文讨论了小尺度重子云模型中宇宙电离历史的可能畸变。云的相应尺度比典型的银河系质量尺度小得多。这些云被认为是在一个框架内的宇宙学模型的等曲率和绝热扰动。在这个模型中，重子云并不直接作为扰动源影响宇宙微波背景各向异性的形成，而是由于氢复合动力学的改变。我们还研究了相应的扭曲的各向异性和偏振功率谱与发射的MAP和未来的普朗克任务。
2001-12-11 astro-ph
Influence of primordial magnetic fields on 21 cm emission
早期宇宙中的磁场可以显著地改变暗时代的热演化和电离历史。这反映在氢原子的21厘米谱线上，它在高红移时通过碰撞与气体温度耦合，在低红移时则通过沃泰森-场效应。我们提出了一个半解析模型的恒星形成和建立的莱曼α背景的存在下，磁场，并计算的平均21厘米的亮度温度和它的频率梯度的红移的函数的演变。我们进一步讨论了在磁场的存在下，温度和电离的线性波动的演变，并计算了21厘米功率谱的效果。在高红移时，由于双极扩散和MHD湍流的衰减向IGM输入了额外的热量，信号比非磁情况下增加。在较低的红移，发光物体的形成和莱曼α背景的建立可以延迟一个红移间隔10，由于在磁场的存在下，过滤质量标度的强烈增加。与零场情况相比，这往往会降低21 cm信号。总之，我们发现，21厘米的观测可能成为一个有前途的工具，以约束原始磁场。
2008-12-17 astro-ph
The ionization fraction in alpha-models of protoplanetary disks
我们计算的电离分数的原恒星α盘，考虑到垂直温度结构，和微量金属原子的可能存在。热和X射线电离被认为是。以前的研究分层磁盘使用径向幂律模型与等温垂直结构。但阿尔法模型是用来模拟吸积，目前的工作是一个自我一致的治疗的一步。磁不耦合（"死区“）区的范围敏感地取决于α、假设的吸积率和临界磁雷诺数，低于临界磁雷诺数，MHD湍流不能自我维持。它的范围是非常依赖模型的。它还表明，一小部分的宇宙丰富的金属原子可以显着影响电离平衡。引力不稳定性是一个没有希望的传输源，除了在盘形成的早期阶段。
2001-09-02 astro-ph
3D hydrodynamical model atmospheres of metal-poor stars: Evidence for a low primordial Li abundance
对贫金属晕星HD 140283和HD 84937进行了真实的三维辐射流体动力学表面对流模拟。由于绝热冷却超过辐射加热的优势，遇到非常低的大气温度。因此，这些贫金属恒星中谱线的缺乏导致了比经典一维流体静力学模型大气中更陡峭的温度梯度，在经典一维流体静力学模型大气中，光学薄层的温度由辐射平衡决定。大气结构的改变引起恒星出射光谱的变化。特别是，原始Li丰度可能被高估了0.2-0.35 dex与1D模型大气。然而，我们警告说，我们的结果假设局部热力学平衡（LTE），而陡峭的温度梯度可能会倾向于例如过度电离。
1999-05-06 astro-ph
Cosmic rays and the primordial gas
在早期结构形成的引力坍缩场景中，最突出的问题之一是原始气体的冷却，以允许小质量物体的形成。由于中性原始气体在温度（T \le 10^4 \unit{K}）下是一个较差的辐射体，因此需要分子氢来进一步冷却到温度（T \sim 100 \unit{K}）。分子氢的形成是由自由电子的存在催化的，自由电子可以由早期宇宙射线的电离提供。为了研究这种可能性，我们开发了一个代码来研究电离宇宙射线对原始气体的热演化和化学演化的影响。我们发现宇宙射线可以提供足够的自由电子来形成分子氢，因此可以在以下条件下增加这种原始气体的冷却能力：一个解离的光子流，（F<10^{-18} \unit{erg cm^{-2} Hz^{-1} s^{-1}}），气体的初始温度（\sim 10^{3} \unit{K}），总气体数密度（n \ge 1 \unit{cm^{-3}}），（\dot ε_{CR}>10^{-33} \unit{erg cm^{-3} s^{-1}}）的宇宙线源。
2007-05-31 astro-ph
The Evolution of Helium and Hydrogen Ionization Corrections as HII Regions Age
在低金属丰度、河外、HII区域观测到的氦和氢复合线提供了用于推断原始氦质量分数Y_P的数据。在从观测中推导丰度时，通常假定不存在对看不见的中性氦或氢的校正;即，电离校正因子取为1（ICF = 1）。在之前的一篇论文（VGS）中，我们重新讨论了icf的问题，确认了一个“反向”电离校正：icf < 1。在VGS中，icf是使用更接近真实的非均匀HII区域模型计算的，这表明Y_P的公布值需要减少0.003数量级。随着星团年龄的增长，它们的恒星光谱也会发生变化，它们的icf也会发生变化。这里研究了icf的演化，以及两种交替的辐射光谱“硬度”的测量方法。还探讨了辐射约束和物质约束模型的icf之间的差异，以及He/H比对icf的影响（因为He和H竞争一些相同的电离光子）。特别注意的是双电离氦的预测量，导致我们建议，观察，或界限，他++可能有助于区分不同年龄和光谱的星爆电离的HII地区的模型。我们将我们的分析应用于Izotov & Thuan（IT）数据集，利用辐射软度参数，[OIII]/[OI]比，以及He++的存在或不存在，以找到0.95 < icf < 0.99。这表明，原始氦丰度的IT估计值应该减少Δ Y = 0.006 +- 0.002，从0.244 +- 0.002减少到0.238 +- 0.003。
2001-11-01 astro-ph
Primordial Star Forming Regions in a CDM Universe
我们开发了一个三维的2-层次宇宙学代码，具有现实和强大的处理多物种非平衡电离和辐射冷却过程，并使用它来研究起源于标准CDM占主导地位的宇宙学中的高σ扰动的原始恒星形成区域。我们发现在很高的红移（z ~ 40）下，重子质量小至~ 1000 Ms，产生引力束缚冷却结构是可能的。这些小尺度结构中的分子氢形成非常符合Abel（1995）和Tegmark等人（1996）的分析预测。我们还讨论了宇宙结构为了能够冷却和坍缩而必须具有的最小质量。
1996-11-26 astro-ph
Exploring the cosmic dark ages with the next generation of space and ground-based facilities
本文回顾了我们目前对宇宙再电离过程的理解，特别是那些由大质量恒星的紫外辐射引起的再电离模型。在回顾了零金属丰度恒星的预期性质之后，我讨论了原始HII区域的性质及其可观测性。
2002-08-29 astro-ph
On the Formation of Massive Primordial Stars
我们调查的形成，通过吸积的大规模的原始原恒星在10至300 Msun的范围。模型中使用的高吸积速率（4.4 x 10^{-3} Msun/yr）导致其结构和演化与现今的原恒星和原始零年龄主序星都有显著的不同。在半径的初始扩张（< 12 Msun）之后，原恒星经历了一个扩展的收缩阶段（高达60 Msun）。在大部分的吸积阶段，恒星表面是不可见的，因为光球层是在下降的包层中形成的。此外，重要的核燃烧不会发生，直到原恒星质量约80 Msun。当内部光度接近爱丁顿光度时，原恒星半径迅速扩大，在100 Msun左右达到最大值。表面层电离的变化会引起第二阶段的收缩，当恒星质量达到约300 Msun时，由于辐射压而最终膨胀。这种膨胀可能标志着主吸积阶段的结束，从而为在这些条件下形成的原恒星质量设定了上限。
2001-09-21 astro-ph
Pulsational Instabilities in Accreting White Dwarfs
激变变星（CV）群体拥有各种各样的施主星和吸积白矮星（WD）。预计WD质量的范围，从低质量的氦核WD，到以前以足够高的速率吸积的大质量WD，以使氢稳定燃烧。此外，根据施主恒星的演化程度，预计吸积物质中的氦富集范围很广。我们调查的有效温度范围（$T_{\rm eff}$）的g模式是不稳定的，这种多样性的影响。临界$T_{\rm eff}$（低于该临界值时，模式不稳定）（“蓝边”）取决于表面重力$g$和He丰度$Y$。氢/第一氦电离不稳定带对$g$比$Y$更敏感。我们发现，（对于太阳成分包层），相对于基准WD质量$0.6 M_\odot$，$0.4 M_\odot$ He核WD的蓝边向下移动了$\approx 1000 {\rm K}$，而大质量$\approx 1.2 M_\odot$ WD的蓝边向上移动了$\approx 2000 {\rm K}$。第二个氦电离不稳定带对$g$和$Y$都有很强的依赖性。令人惊讶的是，相对于太阳能，仅将$Y$增加10%就会在$15,000 {\rm K}$附近产生一个不稳定带。因此，在$Y\ga 0.4$演化的施主星周期间隔以下的CV可能在孤立的DA和DB变星之外有一个“中间”不稳定带。这种“中间”不稳定带也发生在低质量的He WD与太阳能成分信封。在纯氢ZZ Ceti不稳定带中，具有$T_{\rm eff}$的CV中缺乏脉动也很容易解释。
2006-04-13 astro-ph
The Primordial Helium Abundance: Towards Understanding and Removing the Cosmic Scatter in the dY/dZ Relation
我们目前的结果从光电离模型的低金属HII区域。这些星云构成了测量原始氦丰度的基础。我们的模型表明，对于有效温度大于40，000 K的恒星激发的星云，氦电离校正因子（ICF）是不可忽略的。此外，我们发现，当有效温度上升到45,000 K以上，ICF可以显着负。这个结果与恒星大气的选择无关。然而，如果HII区域的[O III] 5007/[O I] 6300比值大于300，那么我们的模型表明，无论其金属丰度如何，它都将具有可忽略的小ICF。使用[O III] 5007/H $β$比率发现了类似的但金属性依赖的结果。这两个结果可以作为选择标准，以消除潜在的不可忽略的ICF星云。对Izotov & Thuan（1998）的数据使用我们的金属丰度独立标准，可使最佳拟合$Y-Z$线的均方根散射降低20%。拟合选定的数据的结果在原始氦丰度的值略有增加。
2000-02-02 astro-ph
Evolution and Nucleosynthesis of Very Massive Primordial Stars
我们调查的演变，最终的命运，和核合成的产量旋转和非旋转的超大质量恒星（VMS）的零金属。首先，我们解决的问题，由于振动不稳定性氢燃烧过程中的质量损失。我们发现，这些对象是更稳定的比在以前的研究中发现的太阳组成的VMS，并预计只有微不足道的质量损失驱动的脉动。当这些恒星以巨大的氦核到达演化的终点时，它们遇到了对创造不稳定性。我们发现对于氦核质量为~64... 133个太阳质量的这些恒星被完全破坏，爆炸能量高达~ 1 E53 erg，并喷出高达~60个太阳质量的Ni 56恒星，具有更大质量的氦核心，坍缩成黑洞。我们提出的第一个计算，遵循这样一个巨大的旋转恒星的崩溃，并预测X射线爆发和显着的引力波发射可能会导致。
2000-10-10 astro-ph
On the stability of very massive primordial stars
分析了无金属的超大质量恒星（$Z$ = 0; $M = 120 - 500 \msol$）的稳定性，并与富金属恒星进行了比较。这样的零金属恒星对于主序星上的核动力径向脉动是不稳定的，但是这些不稳定性的增长时间尺度比富含金属的恒星要长得多。由于它们在脱离ZAMS后很快稳定下来，脉动可能没有足够的时间来驱动Z = 0恒星的明显质量损失。对于将脉动能量转化为质量损失的效率的合理假设，我们发现，即使对于所考虑的较大质量，恒星也可能在不损失大部分质量的情况下死亡。我们发现在$Z\sim 2\E{-4} - 2\E{-3}$的脉冲不稳定性的$ε$ -和$κ$ -机制之间的过渡。对于大多数富含金属的恒星，$κ$ -机制产生的$e$ -折叠时间要短得多，表明存在很强的不稳定性。因此，我们强调了在早期宇宙中诞生的超大质量恒星和今天可能诞生的恒星之间的稳定性和演化后期阶段的根本差异。
2000-12-01 astro-ph
The Thermal Evolution of the Postshock Layer in Pregalactic Clouds
我们重新研究了原始气体云中激波后层的热演化。通过时间尺度的比较，我们发现原始气云中激波后区的演化路径可以从电离度-温度平面图上得到基本的理解。在不包括光解离和光电离的情况下，由图中得到的结果与密度无关。我们还认为，该图不仅是有关的情况下，稳定的激波后流，但也等容冷却气体。
1998-06-13 astro-ph
High-Ionization Emission in Metal-Deficient Blue Compact Dwarf Galaxies
原始恒星被认为是非常巨大和炎热的，产生大量的硬电离辐射。研究局部宇宙中硬电离辐射的最佳地点是非常缺乏金属的蓝色致密矮星（BCD）星系。我们对18个BCD样品中的[Ne V] 3426（电离势为7.1 Ryd）、[Fe V] 4227（电离势为4 Ryd）和He II 4686（电离势为4 Ryd）发射进行了MMT光谱搜索。我们增加了以前工作的数据和斯隆数字巡天的数据发布3。我们总共组装了一个BCD高电离样品，其中4个星系有[Ne V]发射，15个星系有[Fe V]发射，465个星系有He II发射。通过这个大样本，我们得出了以下结论。在较低的金属丰度下，[Ne V]、[Fe V]和He II的发射有升高的总趋势。然而，金属丰度不是控制辐射硬度的唯一因素。高质量X射线双星和主序星可能被排除在[Ne V]辐射的主要来源之外。最有可能的[Ne V]辐射源可能是以大于450 km/s的速度穿过电子数密度为几百个/cm^-3的致密星际介质的快速辐射激波，它与质量最大的恒星的超新星爆炸有关。它们的质量约为50 - 100兆太阳，形成于非常紧凑的超级恒星团中。He II发射所需的较软电离辐射可能与质量较小的演化恒星和/或穿过密度较低的星际介质的辐射冲击有关。
2005-07-08 astro-ph
First Structure Formation: I. Primordial Star Forming Regions in hierarchical models
我们研究了在冷暗物质主导的结构形成场景中，由高σ扰动形成原始星团的可能性。为此，我们已经开发了一个强大的2级层次宇宙学代码，具有多物种原始气体化学的现实和强大的治疗，特别注意氢分子的形成和破坏，非平衡电离和冷却过程。我们进行了3-D模拟在小尺度和高红移，并发现，类似于模拟的大尺度结构，一个复杂系统的长丝，片，和球形结在长丝的交叉点形式。在我们的模拟所涵盖的红移z>25处坍缩的质量尺度（5 × 10^5 - 1 × 10^9 \Ms）上，我们发现只有在球形结处才能形成足够的H2（n_{H_2} /n_H > 5 × 10 ^-4），从而使气体明显冷却。将模拟得到的H2分子形成的时间依赖性、最终的H2分数和中心密度等数据与Abel（1995）和Tegmark等人（1997）的理论预测进行了比较，发现它们非常吻合。比较3-D的结果，等压崩溃模型，我们进一步讨论了可能的影响，广泛合并的小结构，固有的层次模型。典型地，在坍缩结构中，只有5-8%的重子质量被发现显著冷却。假设Padoan（1995）的恒星形成模型，我们的结果将预测第一个恒星系统小到~30 \Ms。本文还讨论了原始球状星团形成的一些可能性。
1997-05-17 astro-ph
Systematic Uncertainties in the Determination of the Primordial 4He Abundance
原始氦丰度Y_p通常由河外低金属丰度HII区的丰度测定来推断。这样的决定可能会受到系统的不确定性，这里调查。特别注意的是两个效果：icf校正的“非均匀”电离结构导致显着数量的（不可观察的）中性氦或氢和“tcf”-由于非均匀温度的校正。本文构造了具有大量参数的HII区模型，并指出所需的修正几乎完全是两个物理参数的函数：照明连续谱中氦-氢电离光子数Q（He_0）/Q（H_0）和Stromgren球的宽度与半径之比δ r_S/r_S。对于足够的氦电离光子Q（He 0）/Q（H 0）>~ 0.15和不可忽略的斯特罗姆格伦球宽度的云，可能会导致氦丰度的显著高估。这类云的辐射软度参数在-0.4 <~ log（eta）<~ 0.3的范围内，与观测到的HII区的eta范围一致。HII区的现有数据似乎确实显示了一种相关性，这种相关性与由于这些效应而对氦丰度的典型高估约2-4%是一致的。如果这种解释占上风，并且在没有其他补偿效应的情况下，可能导致Y_p的显著向下修正。有人认为，应谨慎对待的有效性，通常引用的误差线上的Y_p。
2001-11-02 astro-ph
On the population of primordial star clusters in the presence of UV background radiation
我们使用Cole等人（2000）的算法，在各向同性紫外背景辐射场（由J_21参数化）下，生成Lambda CDM宇宙学中第一个星团的合并树。我们从两个方面研究了这个问题：第一个星团周围的全局辐射背景和局部辐射反馈。在高红移的第一个晕的冷却是由分子氢，H_2 -我们称之为第一代物体。在较低的红移和较高的维里温度下，T_vir > 10^4K，电子冷却占主导地位-我们称之为第二代。辐射场的作用是光解H_2，但也产生自由电子，有助于催化H_2的产生。在中等辐射水平下，J_{21} /（1+z）^3 ~ 10^{-12}-10 ^{-7}，净效应是促进第一代星团的形成。在较高通量下，来自光电离的加热占主导地位并停止其产生。随着时间的推移，随着流量的实际积累，增强的H_2冷却的时间是如此短暂，以至于几乎无法辨别，净效应是将原始恒星团簇形成移向红移较低的第二代天体。局部反馈也有类似的效果。只要产生足够的光子来维持其宿主晕的电离，它们将抑制第一代晕的冷却，并增加第二代晕中原始星团的数量。当比光子通量超过约10^{43} ph s^{-1} Msun^{-1}时，第1代晕会受到显著抑制。
2006-02-13 astro-ph
The primordial abundance of 4He: a self-consistent empirical analysis of systematic effects in a large sample of low-metallicity HII regions
我们确定的原始氦的质量分数Yp使用93光谱的86低金属丰度河外HII地区。该样品构成了现有的用于确定Yp的最大和最均匀的高质量数据集。为了进行比较，并改善我们的调查影响Yp测定的系统性影响的统计，我们还考虑了从SDSS的DR 5中选择的271个低金属丰度HII区域的样本。虽然这个较大的样本显示了更多的分散性，但它给出的结果在2 σ水平上与我们的原始样本一致。我们已经考虑了已知的系统效应，可能会影响4 He丰度的测定。它们包括不同的HeI线发射率和红化定律，碰撞和荧光增强的HeI复合线，基本的HeI恒星吸收线，碰撞激发的氢线，温度和电离结构的HII区域，以及偏差的HeI和H发射线强度从情况B。然而，Yp的最可能值取决于所采用的HeI线发射率。使用Monte Carlo方法同时求解上述系统效应，我们发现，当使用Benjamin等人（1999，2002）的HeI发射率时，原始氦质量分数Yp = 0.2472+/-0.0012，当使用Porter等人（2005）的发射率时，原始氦质量分数Yp = 0.2516+/-0.0011。第一个值与SBBN理论给出的值非常一致，而Porter等人（2005）用更精确的发射率获得的值在2sigma水平上更高。后一个数值如果得到确认，将意味着与SBBN略有偏差。
2007-02-02 astro-ph
Bulge Formation by the Coalescence of Giant Clumps in Primordial Disk Galaxies
早期宇宙中富含气体的盘是高度动荡的，有巨大的恒星形成团块。模型表明，这些团块是由引力不稳定性形成的，如果它们抵抗恒星形成的破坏，那么它们就会相互作用，失去角动量，并迁移到中心形成一个凸起。在这里，我们研究的性质，由这种机制形成的凸起。它们都很厚，旋转缓慢，并且具有高的Sersic指数，就像经典的凸起一样。它们的快速形成也应该使它们具有相对较高的α元素丰度。我们考虑了14个低分辨率模型和4个高分辨率模型，其中3个有超新星反馈。所有的模型都有一个活跃的晕，恒星盘和气体盘，三个模型有一个预先存在的隆起和其他三个有一个尖状的暗物质晕。除了反馈最高的那一个之外，所有的结果都是相同的，在这个结果中，团块被迅速破坏，圆盘变得太厚。星系中心的大质量盘团的合并就像轨道混合的主要合并。它的不同之处在于留下了一个没有特定暗物质成分的隆起，不像单个星系的合并。正常的超新星反馈几乎没有影响，因为气体中的高湍流速度产生了紧密结合的团块。各种间接的观测结果都支持这个模型，包括在高红移时有年轻凸起的星云盘，以及有相对较少暗物质的凸起。
2008-08-05 astro-ph
H2 Formation in Low Metallicity Galaxies
研究了银河系尺度上氢分子的一种可能形成机制。我们对氢分子在原始星系形成和演化中的作用特别感兴趣。然后，研究了一个金属丰度很低的星系（最典型的缺金属星系I Zw 18）中氢分子的形成过程。采用最近对I Zw 18中氢分子吸收线的观测结果，我们得到了氢分子可以通过H $^{-}$ -过程形成的情况下电离度的上限，尽管一般认为氢分子是在尘埃颗粒表面形成的。此外，我们提出了一个临界电离度，在该电离度以上，H $^{-}$ -过程可以占主导地位的形成过程中的颗粒表面。有趣的是，该临界电离度与I Zw 18的电离度上限相当。为了确定氢分子的形成过程，未来的观测设施可能是有用的。因此，我们研究了在某些波长的金属缺乏星系的可探测性。根据我们的估计，氢分子的近红外线发射在10 $μ$ Jy量级，自由-自由射电发射在mJy量级，氢分子形成的尘埃的远红外线发射在16 K时也在10-mJy量级。近红外线和远红外连续谱线对于ASTRO-F观测是可行的。
2001-05-23 astro-ph
Collapse of Primordial Gas Clouds and the Formation of Quasar Black Holes
讨论了原星系气体云流体动力坍缩过程中类星体黑洞的形成。用三维数值模拟方法分析了这些系统的耗散坍缩和长期动力学演化。计算集中在内部重子成分的最后坍缩阶段，因此忽略了暗物质的存在。两种类型的初始条件被认为是：均匀旋转的球形云，和非旋转的椭球云。在这两种情况下，云最初都是冷的，均匀的，离旋转支持（$T/|W| \approx 0.1$）不远。虽然动力学演化的细节敏感地依赖于初始条件，最终配置的定性特征不。大多数气体被发现分裂成小而致密的团块，最终形成类似银河系凸起的球状组成部分。大约5%的初始质量以光滑的气体盘的形式保留下来，该气体盘在外部球体的引力势阱中旋转。如果一个质量为$\gsim10^6M_\odot$的中心种子黑洞形成，它可以通过从盘中稳定吸积而成长，并在不到$5\times 10^8\,$年的时间内达到典型的类星体黑洞质量$\sim10^8M_\odot$。在缺乏足够大质量的种子的情况下，在圆盘的强烈自引力内部区域的动力学不稳定性将抑制气体的稳定吸积，并可能阻止类星体的立即形成。
1994-01-16 astro-ph
The HII Region of a Primordial Star
宇宙学和结构形成的和谐模型预测，在10^5 ~ 10^6兆太阳质量的暗物质主导的晕中，会形成孤立的大质量恒星。这些恒星将其宿主的原始分子云拍照，将所有的重子从它们的晕中驱逐出去。当恒星死亡时，会形成一个遗留的HII区域，其中会形成大量的氢分子，当引力将其聚集成更大的暗物质晕时，氢分子会使气体有效地冷却。围绕着第一个恒星周围的丝状物被大部分遮蔽，当恒星死亡时，这些丝状物为气体流入光环提供了通道。我们提出了第一个完整的三维宇宙辐射流体动力学模拟，遵循所有这些影响。一种新的自适应射线投射技术，它结合了点源周围时间相关的辐射转移。这种方法是足够快，使辐射传输，动力学速率方程，流体动力学求解自洽。它保留了传输方程的时间导数，并且是显式光子守恒的。该方法与宇宙学自适应网格加密程序enzo相结合，在分布式和共享内存并行结构上运行。在适用的情况下，三维计算不仅证实了早期的一维结果的预期，但也说明了多重HII地区的水动力复杂性。在没有星风的情况下，第一颗超新星和早期伽马射线暴的星周环境将是低密度的，约为1 cm^-3。虽然勉强解决，电离锋不稳定性导致彗星和象鼻一样的小尺度结构，让人想起附近的恒星形成区。
2006-06-01 astro-ph
Effect of Primordial Black Holes on the Cosmic Microwave Background and Cosmological Parameter Estimates
本文研究了非蒸发性太初黑洞对宇宙电离和热历史的影响。由气体吸积到PBH上所发射的X射线改变了宇宙复合的历史，对宇宙微波背景（CMB）的光谱和各向异性产生了可测量的影响。使用第三年的WMAP数据和FIRAS数据，我们提高了几个数量级的质量> 0.1 Msun的PBH丰度的现有上限。用宇宙学模型拟合WMAP3数据，不考虑PBH或其他早期能源产生的非标准复合历史，可能会导致低估线性密度波动幅度（sigma_8）和标量谱指数（n_s）的最佳拟合值。宇宙学参数的估计受到影响，因为模型与PBH允许较大的汤姆逊散射光学深度的值，其与其他参数的相关性可能不会被正确考虑时，PBH被忽略。在95%CF下允许tau_e = 0.2、n_s = 1和sigma_8 = 0.9的值。这一结果可以缓解最近WMAP3数据和聚类数据之间关于sigma_8值的紧张关系。PBH可能使原始分子氢丰度增加两个数量级，这促进了冷却和恒星形成。X射线加热对星系形成的抑制对于符合CMB数据的模型来说是可以忽略的。因此，第一个星系和恒星的形成速度将被PBH的人口所提高。
2007-09-04 astro-ph gr-qc hep-th
