The Lack of Gamma-Ray Bursts from Population III Binaries
我们研究了第一颗星（星族III）双星的演化。在特定条件下，这些恒星可能产生高红移的伽马射线暴（GRB）。我们证明了伽玛暴的发生率并不敏感地依赖于种群合成模型中的演化参数。我们发现，第一个双星可能会形成一个非常小的群体（< 1%）的快速旋转的恒星，通过双潮汐相互作用，使伽玛暴。这一发现与Bromm & Loeb的假设相反，Bromm和Loeb假设所有在紧密的第三星族双星中的恒星都将被潮汐旋转并产生GRB。我们发现，根本没有足够的快速旋转的恒星在人口III的二进制期望与SWIFT检测。预测的探测率，即使是非常乐观的假设，二进制分数，进化参数和伽玛射线暴检测，是非常小的：0.1-0.01每年。
2006-09-30 astro-ph
Big Bang Nucleosynthesis, Population III, and Stellar Genetics in the Galactic Halo
在不同的核合成位点产生的不同的同位素和元素特征被传递给连续的几代恒星。通过追踪银河系中恒星星族的这些化学特征，就有可能揭开它的核合成历史，甚至研究现在已经灭绝的恒星。这篇评论认为，最近的应用程序“恒星遗传学”，以检查最早的事件在宇宙中的核合成，在第三星族恒星和大爆炸。
2001-11-06 astro-ph
Detecting Population III stars through observations of near-IR cosmic infrared background anisotropies
在WMAP和气球实验成功绘制了最后一个散射表面之后，第一批恒星的时代，即第三星族恒星形成的时代，正在成为下一个宇宙学前沿。目前还不清楚这些恒星的性质是什么，它们是何时形成的，或者它们的时代持续了多久才导致我们今天看到的恒星和星系。我们表明，这些问题可以回答与近红外宇宙红外背景（CIB）的当前和未来的测量。理论论证表明，第三星族恒星是非常大质量和短命的恒星，形成于$z\sim 10-20$，在冷暗物质宇宙中密度场的罕见峰值。因为星族III的恒星可能是单独形成的小型晕，所以目前的望远镜研究无法直接观测到它们。我们发现，这些恒星留下了强大的和可测量的签名，通过他们的贡献CIB各向异性的广泛的形成方案。最近测得的近红外CIB各向异性超过正常星系的过剩可以解释早期第三星族恒星的贡献。这些结果意味着星族III确实是非常大质量的恒星，它们的历元开始于$z\sim 20$，并持续到$z\lsim 13$之后。我们显示了准确测量CIB各向异性产生的人口III与未来的天基任务的重要性。
2004-02-19 astro-ph
Stationary Population III accretion discs
我们提出了固定模型的原恒星人口III（Pop III，简称）吸积盘，比较他们的Pop I光盘，并调查的影响，不同的化学成分的引力，热和热粘性不稳定性的发生在光盘。特别是在较冷的区域，我们发现Pop III和Pop I盘在结构和稳定性行为方面存在重大差异。这主要是由于Pop III中没有大部分分子和灰尘，而这些分子和灰尘在Pop I光盘中是非常有效的吸收剂。
2004-09-02 astro-ph
VIRGO sensitivity to binary coalescences and the Population III black hole binaries
我们分析了VIRGO探测器的性质，目的是研究它搜索合并黑洞双星的能力。我们专注于第三星族恒星的残余，目前应该是大质量黑洞（$\sim 100-1000 M_\odot$），其中一些束缚在双星系统中。这种双星由于发射引力波而合并的现象目前可能是可以观测到的。我们使用一个二进制人口合成模型的人口III二进制的演变。我们计算了引力波的信噪比的系统发射的合并阶段：螺旋，合并和衰荡，并提供了简单的公式的信噪比作为质量的函数的双星。我们估计了VIRGO干涉仪的探测率，并将其与当前LIGO的估计值进行了比较。我们表明，这些预期的利率是相似的，或大于预期的人口I和II紧凑型物体二进制合并率。
2006-02-24 astro-ph
Cosmic infrared background from Population III stars and its effect on spectra of high-z gamma-ray bursts
讨论了第三星族星对近红外宇宙红外背景辐射的贡献及其对高$z$高能伽马射线暴光谱的影响。结果表明，如果第三星族是大质量恒星，只要所有重子中只有~ 4+/-2%穿过这些恒星，就可以再现所声称的近红外CIB过剩。无论它们产生的近红外CIB的精确值如何，它们都会留下足够的光子，为高z伽马射线暴的高能光子提供大的光学深度。预计在计划发射NASA的GLAST任务后，将对这种伽马射线暴进行观测。在高$z$伽玛暴的光谱中，这种阻尼的存在或不存在将提供有关星族III辐射的重要信息。这个截止点的位置也可以作为伽玛射线暴红移的一个指标。
2006-02-10 astro-ph
Population III and the Near-Infrared Background Excess
我们对最近探测到的近红外背景“过剩”（NIRBE）归因于来自第三族天体的红移光的模型进行了严格的评估。为了提供所需的25 keV/重子的红移9，Pop III大质量恒星必须在所有维里温度超过几百K的"迷你晕“中以超过30%的效率形成：为了避免过度的金属污染，大多数重子一旦在Pop III恒星中必须最终进入中等质量黑洞（IMBH）。在这种IMBH上的气体吸积必须被抑制，或者导致具有陡峭的UV/X射线光谱的早期迷你类星体，以便不过度产生目前尚未解决的软X射线背景。在后一种情况下（近红外辐射源主要是“X射线宁静的小型类星体”），在红移9处的IMBH的总质量密度必须比今天在星系核中观察到的超大质量黑洞的质量密度高50倍以上。恒星主导的近红外线辐射是不太经济的能量：宇宙中超过5%的重子必须被处理成第三星族恒星。我们调查的各个方面的人口III假设的NIRBE，并表明，电离光子预算需要占的NIRBE是远远大于所需的解释高电子散射光学厚度的WMAP卫星测量。
2005-02-21 astro-ph
An Observational Pursuit for Population III Stars in a Ly_alpha Emitter at z=6.33 through HeII Emission
我们提出了一个非常深的近红外光谱观测的一个强Ly_alpha发射器在z=6.33，SDF J132440.6+273607，我们用来寻找HeII 1640。如果目标中有大量的第三星族恒星，那么这条发射线是可以预期的。即使在斯巴鲁/OHS摄谱仪积分42千秒后，在JH波段也没有检测到发射线特征，这证实SDF J132440.6+273607既不是活动星系核，也不是低$z$发射线天体。我们得到了HeII 1640发射线通量的2 σ上限为9.06 e-18 ergs/s/cm ^2，这对应于4.11 e42 ergs/s的光度。HeII 1640光度的上限意味着，如果第III星族星没有质量损失，则第III星族星形成速率的上限在4.9- 41.2 M_sun/yr之间;如果存在强烈的质量损失，则第III星族星形成速率的上限在1.8- 13.2 M_sun/yr之间。SDF J132440.6+273607在z=6.33的位置没有检测到HeII，这可能不利于第三星族星的弱反馈模型。
2005-08-21 astro-ph
The Biermann Battery in Cosmological MHD Simulations of Population III Star Formation
我们报告的第一个自洽的三维自适应网格细化磁流体动力学模拟的人口III恒星形成，包括比尔曼电池效应的结果。我们发现，人口III恒星形成包括这种效果是定性和定量相似的流体动力学（非MHD）宇宙学模拟。我们在恒星形成晕的中心观测到了峰值磁场，峰值为10^-9 G，z约为17.55。由比尔曼电池效应产生的磁场主要是在原始晕演化的早期以低密度和大空间尺度形成的，然后通过压缩和剪切流而增长。在这个计算中看到的场从来没有大到足以成为动力学上重要的场（在任何时候都是β>= 10^{15}），应该被认为是星族III恒星形成过程中存在的最小可能场，并且可能是恒星发电机或磁旋转不稳定性在更高密度和更小空间尺度下的种子场。
2008-07-18 astro-ph
Population III star formation in a Lambda CDM universe, I: The effect of formation redshift and environment on protostellar accretion rate
我们进行了12个极高分辨率的自适应网格细化宇宙流体动力学模拟的第三族恒星形成在一个Lambda CDM宇宙，不同的盒子大小和大尺度结构，以了解系统的影响，在形成的原始原恒星核。我们发现的结果是定性类似于以前观察到的。我们观察到，在所研究的红移范围内（33 > z > 19），形成第三星族原恒星的阈值晕质量并不随时间显著变化，但由于不同的晕组装历史而表现出相当大的分散性：组装较慢的晕比组装较快的晕以较低的质量发展冷却核心，这与Yoshida et al.（2003）一致。然而，我们确实观察到了星族III原恒星的吸积速率随红移的显著变化，形成较晚的天体具有更高的最大吸积速率，变化幅度为两个数量级（10^-4 - 10^-2兆太阳能/年）。这可以通过考虑红移晕的维里性质和低密度下分子氢形成的物理过程来解释。我们的结果意味着，从它们的吸积率推断的第三星族恒星的质量分布可能比以前认为的更广泛，并且可能随着红移而演变。最后，我们观察到坍缩的原恒星云核并没有碎裂，这与以前的结果一致，这表明形成质量为10^5 ~ 10^6 Msun晕的星族III恒星总是孤立形成的。
2006-09-15 astro-ph
A Search for Pulsed TeV Gamma-Ray Emission from the Crab Pulsar using the Whipple High Resolution GRANITE III Camera
我们提出的搜索结果的脉冲TeV发射的蟹状星云脉冲星使用97小时的数据记录与高分辨率花岗岩III相机的惠普尔10米伽马射线望远镜。
2003-05-29 astro-ph
Gravitational Wave Background from Population III Stars
我们使用流体动力学模拟的结果估计了来自第三星族（Pop III）恒星的引力波（GW）背景（Suwa et al. 2007）。我们计算重力波形的物质运动和各向异性中微子排放的单一流行III星。我们发现，GW振幅从物质运动是占主导地位的，直到刚刚反弹后，但那些从中微子占主导地位的频率低于$\sim 10$ Hz的GW频谱。计算由这样的Pop III星的合奏产生的整体信号，我们发现，由此产生的GW背景的密度参数峰值在$Ω_\mathrm{GW}\sim 10^{-10}$的振幅在频率间隔$\sim 1-10$ Hz。我们表明，这样的信号，取决于流行III星的形成率，可以在未来计划的干涉仪，如DECIGO和BBO的检测范围内的频率间隔为$\sim 0.1-1$ Hz。我们的研究结果表明，从Pop III星的GW背景的检测可以是一个重要的工具，提供有关的恒星形成历史的早期宇宙的信息。
2007-06-24 astro-ph
The Contribution of Population III to the Enrichment and Preheating of the Intracluster Medium
如果恒星形成时具有标准的初始质量函数（IMF），则假设超新星的祖先属于在星系团中观察到的简单恒星星族（SSP），则团内介质（ICM）丰度高于预期。此外，ICM氧丰度的新结果表明，核合成发生非标准产量。的假设，即超新星（HN）一般，HN与人口III（流行III）特别是恒星，可能显着有助于ICM富集的介绍和评估。观测到的丰度异常可以用SSP的一个产生超新星的亚群来解释，但前提是它占所有超新星爆炸的一半，并且Ia型超新星的发生率非常低。此外，隐含的能量释放可能过多。然而，一个独立的Pop III贡献-以无金属，非常大质量的恒星演变成超新星的形式-也可以解释所有观测到的丰度，同时避免这些缺点并在随后的恒星世代中容纳正常的IMF。所需的Pop III恒星数量提供了足够的能量注入（在高红移）来解释ICM的“熵底”。Pop III超新星使星系际介质预先富集，并且可以产生在莱曼-阿尔法森林中观察到的金属的重要部分。ICM和IGM观测的几个可检验的预测。
2001-04-19 astro-ph
The Formation of Population III Binaries
我们探讨的可能性形成的人口III的二进制文件。采用三维高分辨率嵌套网格模拟了旋转圆柱体的坍缩过程，并假设了原始气体的热历史。模拟是用无量纲单位进行的，结果适用于低质量以及大规模系统，通过与初始密度的缩放。我们发现，如果初始角动量小到$β\approx 0.1$，其中$β$是离心力与压力的比值，那么失控的崩溃的云停止，形成一个旋转支撑的磁盘。在包层吸积之后，盘经历了环的不稳定性，最终分裂成双星。如果初始角动量相对较大，则会产生棒型不稳定性，导致通过快速的角动量转移坍缩成一颗恒星。目前的结果表明，预计很大一部分Pop III恒星将形成于二元系统中，即使它们的质量相当大或较小。简要讨论了星族III双星的宇宙学意义。
2004-10-29 astro-ph
Searching for Pop III stars and galaxies at high redshift
我们审查的预期属性的流行III和非常贫金属的星爆和行为的莱曼α和HeII 1640发射线，这是最有可能的最好的/最简单的签名挑选出这样的对象。现有的索赔波普III签名在遥远的星系严格审查，并搜索HeII 1640发射在高红移的总结。最后，我们简要地总结了正在进行的和未来的深度观测z>6，特别是在检测宇宙再电离的来源，以及原始/波普III星系。
2008-09-11 astro-ph
Instability of Population III Black Hole Accretion Disks
通过求解光学厚盘的垂直结构（包括对流能量输运）和光学薄等温盘的单区模型，研究了原始环境中黑洞吸积盘（简称POP III盘）的稳定性.由于POP III盘中没有金属，我们发现POP III盘和太阳金属丰度盘之间的电离稳定性存在显着差异。一个不稳定的分支在S形的平衡曲线上的Mdot-Sigma（质量吸积率-表面密度）平面延伸到一个更大的表面密度相比，磁盘的太阳能金属丰度的情况下。由此产生的平衡轨迹表明，准周期振荡的光度也可以在POP III磁盘驱动，其最大光度通常是由一个数量级大于太阳金属丰度磁盘。这样一个强大的爆发的POP III盘可以观察到未来的巨大望远镜，在情况下，质量供应到磁盘上的邦迪吸积率在典型的维里化小暗晕。
2007-11-19 astro-ph
Cosmic Reionisation by Stellar Sources: Population III Stars
我们结合快速辐射转移计算和高分辨率流体动力学模拟，研究了红移15<z<30的原始恒星源早期氢再电离的时代。在相对保守的假设下，第III星族恒星的形成过程在局部和全局都是以自我调节的方式进行的，对于传统的LCDM宇宙学来说，它可以在15<z <20 as long as a large fraction of ionising photons can escape from these earliest galaxies. We then combine these results with our earlier work focusing on the role of population II stars in galaxies with virial temperatures >10^4K和5<z< 20的红移之间显著地再电离星系际介质。因此，我们构建了一个完整的再电离历史的宇宙相匹配的汤姆逊光学深度测量的WMAP卫星以及Gunn彼得森光学深度的演变中看到的最大的红移类星体的吸收光谱。我们发现，即使保守估计的负反馈机制的影响，原始恒星源有助于显着早期再电离。未来对汤姆逊光学深度τ_e>~0.13的观测将支持存在类似于这里研究的第三星族恒星的说法。
2004-01-13 astro-ph
Single and binary evolution of Population III stars and their supernovae light curves
我们目前的恒星演化计算人口III恒星的单星和双星演化。我们的模型包括10 Msun和16.5 Msun的单星和10 Msun模型星，经历了一段吸积，最终质量为16.1 Msun。为了比较，我们提出了一个太阳重元素丰度模型的演变。我们利用晚期演化模型的结构计算了模拟超新星的光变曲线。吸积和非吸积祖模型之间的光变曲线比较，以及可比质量的单星演化模型。在可能的情况下，我们会与以前的作品进行比较。类似的研究已经进行，但主要是针对太阳或近太阳重金属丰度的恒星，而不是在一项工作中同时包括演化和超新星爆炸。
2007-10-18 astro-ph
Search for pulsed multi-TeV gamma rays from the Crab pulsar using the Tibet-III air shower array
我们搜索脉冲伽玛射线发射的螃蟹脉冲星使用的数据西藏-III的空气簇射阵列从1999年11月至2005年11月。在我们的分析中没有发现脉冲发射的证据。在不同的能量上限计算的$3 σ$的置信水平在几TeV到几百TeV的能量范围。
2007-08-26 astro-ph
nu-Process Nucleosynthesis in Population III Core-Collapse Supernovae
我们调查的中微子核相互作用（核过程）的铁峰元素的生产在第三人口的核心坍缩超新星的影响。核过程和随后的质子、中子俘获反应在完全和不完全硅燃烧区产生奇Z铁峰元素。这一反应序列增强了超新星喷出物中Sc、Mn和Co的丰度。15颗和25颗M_sol星的超新星爆炸模型很好地再现了贫金属晕星的平均Mn/Fe比值。为了重现观测到的Mn/Fe比，超新星中的中微子总能量应该是3 ~ 9 × 10^{53}尔格。更强的中微子照射和其他生产网站是必要的复制所观察到的Sc/Fe和Co/Fe的比例，虽然这些比例增加的核过程。
2007-10-01 astro-ph
On the properties of massive Population III stars and metal-free stellar populations
基于非LTE模型大气、最近的恒星演化轨道和最新的演化合成模型，我们提出了大质量第三星族恒星和恒星星族的真实模型，研究了它们的光谱特性，包括它们对年龄、恒星形成历史和IMF的依赖性。(..)关于综合恒星星族的主要结果是：* 对于年轻的爆发和一个恒定的SFR的情况下，星云的连续发射-忽略了在以前的研究-占主导地位的光谱红莱曼α（.）。因此，预测的发射线等效宽度比早期研究中发现的要小得多，而连续谱的检测则很容易。星云谱线和连续辐射强烈影响Pop III天体的宽波段光度特性。* 由于恒星演化，电离光谱的硬度迅速下降，导致特征的HeII 1640复合线消失后，~ 3万年的瞬时爆发。* 电离光子能量的相对效率，重元素剩余的大规模生产，η，金属贫和无金属的人口增加了约4至18倍，相对于太阳的金属丰度和“标准”IMF。* 对于只由大质量恒星（M_low >~ 50 Msun）构成的IMF，得到了最低的eta值~ 1.6 - 2.2%。如果正确的话，对创造SNae占主导地位的产量，然后预测大过剩的O/C和Si/C相比，太阳丰度比。详细的计算结果以表格形式给出，并作为其它计算中的适用公式.（摘要摘录）
2001-12-10 astro-ph
Evolution of newly formed dust in Population III supernova remnants and its impact on the elemental composition of Population II.5 stars
我们调查的尘埃形成的第三族超新星（SNe）的演化，考虑其运输和处理的SN残留物（SNRs）内溅射。我们发现，尘埃颗粒的命运在很大程度上取决于它们的初始半径$a_{\rm ini}$的信噪比。对于扩展到密度为$n_{\rm H,0} = 1$ cm $^{-3}$的周围介质中的II型SNR，$a_{\rm ini} < 0.05$ $μ$ m的颗粒被滞留在冲击热气体中并被完全破坏，而$a_{\rm ini} > 0.2$ $μ$ m的颗粒被注入到周围介质中而没有被显著破坏。具有$a_{\rm ini}$ = 0.05-0.2 $μ$ m的颗粒最终被捕获在前向激波后面的致密壳层中。我们发现堆积在致密壳层中的颗粒使气体富集到10个$^{-6}-10^{-4}$ $Z_\odot$，高到足以形成0.1-1 $M_\odot$的低质量恒星。此外，致密壳层的[Fe/H]值在-6 ~-4.5之间，与[Fe/H] <-4的超贫金属星一致。我们认为，新形成的尘埃在人口III SN可以有很大的影响的恒星质量和元素组成的人口II.5星形成的壳的SNR。
2008-09-25 astro-ph
Core-Collapse Very Massive Stars: Evolution, Explosion, and Nucleosynthesis of Population III 500 -- 1000 $M_{\odot}$ Stars
我们计算了星族III中具有500 $M_{\odot}$和1000 $M_{\odot}$的超大质量恒星的演化、坍缩、爆炸和核合成。超新星前的演化是在球对称中计算的。在双极射流模型的基础上，用二维程序计算了坍塌和爆炸。我们比较了核合成的结果与星系团内物质、M82中的热气体和星系晕中的极贫金属恒星的丰度模式。发现500 $M_{\odot}$和1000 $M_{\odot}$模型都进入了对不稳定区域，但继续经历核心坍缩。在前超新星阶段，硅燃烧区占据了很大一部分，超过总质量的20%。对于中度非球面爆炸，核合成的图案相匹配的观测数据的集群内介质和M82。我们的研究结果表明，第三星族核心坍缩的超大质量恒星的爆炸对星系团中气体的化学演化有重要贡献。对于星系晕星，我们的[O/Fe]比小于观测丰度。然而，我们提出的设想自然与这一结果相一致。对于$500M_{\odot}$和1000 $M_{\odot}$模型，最终黑洞质量分别为$\sim 230M_{\odot}$和$\sim 500M_{\odot}$。这一结果可能支持这样一种观点，即星族III的超大质量恒星是最近报道发现的中等质量黑洞的起源。
2006-05-09 astro-ph
High-Redshift Gamma-Ray Bursts from Population III Progenitors
从z > 7的红移中探测到伽马射线暴（GRB）将为宇宙恒星形成的最早时期打开一扇新的窗口。我们构建单独的恒星形成的历史，在高红移正常（流行I和II）的恒星，并占主导地位的大质量（流行III）的恒星。基于这些不同的历史，我们预测了{ \it Swift}任务将观测到的GRB红移分布。无论Pop III祖细胞是否能够触发GRB，我们发现{ \it Swift}探测到的所有爆发中有10%的一部分将起源于z > 5。这一基线贡献是由于波普I/II型恒星的形成，它必须延伸到比典型星系更早富含重元素的稀有大质量星系的高红移。此外，我们认为可能的贡献的Pop III祖细胞的可观察到的伽玛射线暴率。Pop III星是长持续时间伽玛暴的可行祖先，伽玛暴是由双星机制触发的，只要它们可以通过质量转移到近距离双星中的伴星而失去外壳。我们发现，可能性的流行III二进制文件，以满足所需的条件，由Bullsar机制可以显着提高相对于流行I/II二进制文件。如果Pop III双星很常见，{ \it Swift}将是第一个探测红移z > 7的Pop III恒星形成的天文台。
2006-01-10 astro-ph
Impact of Rotation on Neutrino Emission and Relic Neutrino Background from Population III Stars
通过对PopIII星核的二维旋转坍缩模拟，研究了旋转对PopIII星中微子辐射的影响.我们的结果表明，旋转增强中微子的亮度和发射中微子的平均能量。这是因为热化的内核是Pop III星的主要中微子源，由于旋转变平，可以扩大到足以将内核扩展到中微子层之外。这与球形坍缩的情况形成鲜明对比，在球形坍缩中，内核在黑洞形成之前收缩到中微子球内部更深的地方，这阻碍了有效的中微子发射。在转动核塌缩的情况下，发射的中微子能量在极附近比赤道面附近大。这些因素使得中微子的出射光谱比球形坍缩的情况更宽、更难。通过计算整体中微子信号所产生的个人旋转波普III星的合奏，我们发现，遗迹中微子的振幅，取决于他们的恒星形成率，可以占主导地位的贡献，从普通的核心坍缩超新星低于几兆电子伏。探测到这种信号可能是探测早期宇宙中恒星形成历史的重要工具。
2008-06-06 astro-ph
Ultra-Luminous X-ray Sources: Evidence for Very Efficient Formation of Population III Stars Contributing to the Cosmic Near-Infrared Background Excess?
越来越多的证据表明，部分超亮X射线源（ULX）是中等质量黑洞（IMBH），但IMBH的形成过程尚不清楚。一种可能性是它们是由第三星族（Pop III）恒星的残余物形成的，但人们认为，对于分布在星系晕中的IMBH来说，ULX的可能性太低，无法解释观测到的ULX数量。在这里，我们表明，ULX的数量可以解释这样的晕IMBHs通过一个致密的分子云，如果流行III恒星形成是非常有效的，最近建议的过量的宇宙近红外背景辐射，不能占正常的星系人口。计算了该方案下X射线源的光度函数，发现与观测数据一致。我们的方案可以解释ULX优先在恒星形成区域的大型气体浓度的外围发现。指出并讨论了几个重要的物理效应，包括气体动力学摩擦、吸积流的辐射效率和对周围介质的辐射反馈。ULX可以持续约10^{5-6}年，释放出约10^{53}尔格的总能量，这足以为光学观测发现的电离膨胀星云提供能量。
2005-04-13 astro-ph
Population III.1 stars: formation, feedback and evolution of the IMF
我讨论目前的理论期望如何原始，流行III.1恒星的形式。由于缺乏直接的观测限制，这是一项具有挑战性的任务。特别是预测这些恒星的质量需要解决一系列问题，这些问题都会影响最终的结果。虽然人们对小晕的初始条件，即暗物质中心的H_2冷却气体的看法是一致的，但随后的演化却更加不确定。特别是，我描述了潜在的影响，暗物质湮灭加热，破碎的minihalo内，磁场放大，和原恒星电离反馈。考虑到这些因素，我们可以预期第一批恒星的质量大于100 Msun，而暗物质湮灭加热有可能将这一尺度提高很大一部分。较高的吸积率在以后形成的迷你晕可能会导致流行III.1的初始质量函数，以发展到更高的质量。
2008-08-28 astro-ph
Open questions in the study of population III star formation
第一批恒星是早期宇宙演化的关键驱动力。我们回顾了当前共识观点的主要物理要素，假设第一批恒星主要是非常巨大的。我们继续讨论标准模型所面临的重要的开放性问题。其中包括氢气和氦气的原子和分子物理学的不确定性，形成小晕的恒星的多样性，以及可能存在两种独立的无金属恒星形成模式。
2008-08-05 astro-ph
Cosmological Effects of the First Stars: Evolving Spectra of Population III
第一批恒星因其独特性和对星系形成、化学富集和星系际介质（IGM）反馈的潜在重要性而具有内在的兴趣。第一批恒星的无金属成分限制了恒星的能量来源质子-质子燃烧，而不是更有效的CNO循环。因此，它们更热，更小，并且比现在的有限金属丰度的对应物具有更硬的光谱。我们提出了新的结果，从宇宙学的角度来看，从一个持续的研究无金属恒星。我们已经计算了不断变化的光谱波普III集群，来自网格的零金属丰度恒星的演化轨迹。我们发现，H-电离光子产生的无金属星团需要两倍的时间，Pop II下降到1/10的峰值。此外，在HeII（$E > 4$ Ryd）连续统中，无金属恒星产生的光子比Pop II多得多。我们认为，大的Ly $α$等效宽度（$W_{\rm Lyα} > 400$ Angioms）可以提供一种检测高红移下无金属恒星星族的方法，HeII复合线（$λ$ 1640，$λ$ 4686）可以确认种群III的身份。虽然Pop III星团本质上比Pop II星团更蓝，但星云的连续辐射弥补了这一差异，并可能使人们混淆了用宽带颜色识别Pop III恒星的尝试。在一个配套文件中，我们探讨的后果不断变化的光谱波普III的再电离的IGM在H和他。（简略）
2002-10-24 astro-ph
Was the Universe Reionized by Massive Population-III Stars?
WMAP卫星测得宇宙复合后电子散射的光学深度为0.17 ± 0.04，这意味着大爆炸后约2亿年原始气体发生了显著的再电离。然而，根据莱曼-阿尔法森林对星系际介质热历史的约束，星系际HII区最近的重叠一定发生在z<9处。在这里，我们认为，第一代的无金属恒星的重（而不是萨尔彼得）的质量函数，因此需要占大部分的推断光学深度。如果反馈调节早期矮星系中的恒星形成，就像在今天的矮星系中观察到的那样，这个结论就成立了。
2003-04-10 astro-ph
Population III Star Formation and IMF
我们回顾了最近的三维宇宙学流体动力学模拟的原始恒星形成的宇宙初始条件（流行III.1）和初始条件已被改变的辐射反馈恒星源（流行III.2）。我们专注于模拟，解决形成的重力不稳定的云核在迷你晕的质量范围$10^5 < M/\Msun < 10^7 $，并按照其演变的密度至少$10^{10} \cmm3$和长度尺度的$<10^{-2}$ PC，吸积率可以估计。合奏的出现，这样的模拟探索各种条件，使我们能够评估的鲁棒性的标准模型的流行III.1恒星形成和调查分散在其形成红移和吸积率，从而提供急需的信息，流行III国际货币基金组织。模拟证实了Pop III.1恒星是大质量（$\sim 100 \Msun$）的预测，并在原始迷你晕中孤立形成。对Pop III.2恒星在遗留的HII区形成的模拟表明，其质量较低（$\sim 30 \Msun$），这可能有助于解释极端贫金属恒星的化学丰度。我们注意到，目前还没有3D模拟达到恒星密度，更不用说在任何情况下遵循恒星的整个吸积历史，因此Pop III恒星的IMF理论上仍然很难确定。
2008-01-31 astro-ph
Population III stars: hidden or disappeared ?
当恒星形成气体的金属丰度超过临界范围Z_cr = 10^（-5 +/-1）Z_sun时，将发生从大质量恒星到正常恒星的PopIII/PopII跃迁。为了研究宇宙的影响，这样的过程中，我们使用数值模拟，遵循的演化，金属富集和能量沉积的流行III和流行II星。我们发现：（i）由于流出的重元素传输效率低下，以及等级增长过程中缓慢的“遗传”传输，平均金属丰度出现了较大的波动;因此，Pop III恒星的形成一直持续到z=2.5，但在z~6处出现了10^-5 M_sun/yr^-1 Mpc^-3的低峰值速率（约为波普II的10^-4）;（ii）波普III恒星的形成是以一种“由内而外”的方式进行的，在这种方式下，恒星的形成地点逐渐被限制在坍缩结构的外围，在那里，低气体密度和相应的长自由落体时间尺度导致了非常低效的坍缩。这些结论强烈鼓励在中等（2<z<5）红移的原始恒星形成地点进行深入搜索，那里可能隐藏着无金属恒星。
2007-07-10 astro-ph
Population III Wolf-Rayet Stars in the CAK Regime
太阳金属丰度附近的沃尔夫-拉叶（WR）星被认为是由金属离子紫外谱线上的辐射压力驱动的。随着金属丰度的降低，线的不透明度也会降低，因此质量损失率也会降低。然而，由于WR大气的组成是由核心的燃烧产物决定的，因此WR星的线不透明度-因此质量损失率-有一个下限，即使在初始金属量为零的恒星中也是如此。本报告是试图使用CAK近似的修改版本来计算星族III型WO星的质量损失率的结果。我发现，n_e大于或等于10^{13} cm^{-3}，Gamma在0.5到0.7之间，给出了最合理的结果，得到的质量损失率在2 × 10 ^{-9} M_sun yr^{-1}到3 × 10 ^{-8} M_sun yr^{-1}之间。
2007-09-04 astro-ph
Population III Generated Cosmic Rays and the Production of Li6
我们计算了早期大质量恒星群体产生的宇宙射线产生的Li 6的演化。计算是在分级结构形成的框架下进行的，并基于宇宙恒星形成历史，该历史被约束以再现在红移z \la 6处观测到的恒星形成率，在阻尼莱曼α吸收体和星系际介质中观测到的化学丰度，并允许宇宙在z \sim 11处被Pop III星早期再电离，如WMAP发布的第三年结果所示。我们表明，银河系前生产的锂6同位素在IGM通过这些流行III型恒星可以占锂6高原观察到的贫金属晕星没有额外的过剩生产的锂7。我们的结果依赖于宇宙射线传播出微晕的效率和超新星能量沉积在宇宙射线中的比例。我们还计算了IGM气体的宇宙射线加热。一般来说，我们发现有些高的温度（10^5 K量级），这意味着Li 6的宇宙射线产生可能需要限制在所谓的温热IGM中。
2006-05-24 astro-ph
CANGAROO-III Search for Gamma Rays from Kepler's Supernova Remnant
开普勒的超新星于1604年10月被发现，产生了一个残骸，在射电，红外线，光学和X射线波段以及理论上都得到了很好的研究。一些模型预测了TeV的伽马射线通量，可以用目前的切伦科夫成像大气望远镜探测到。我们报告的意见，在2005年4月进行的CANGAROO-III望远镜。未观察到统计学显著性过量，并讨论了模型中允许参数范围的限制。
2008-05-08 astro-ph
Massive Black Holes as Population III Remnants
最近的数值模拟表明，在等级宇宙演化中，最初的恒星（所谓的星族III）可能相当大。在这里，我们指出，大量的大质量黑洞（MBH）-质量介于恒星和超大质量黑洞之间-可能是这样一个星系前恒星形成事件的最终产物。如果在z=20时，每个“迷你晕”中只有一个m > 150 msun的MBH由3-sigma涨落坍缩而成，那么Pop III MBH的质量密度将与在星系核中观察到的超大质量MBH相当。由于它们形成于高sigma罕见的密度峰值，因此当它们通过一系列合并成为越来越大的系统时，遗留的MBH被预测会聚集在现今星系的凸起中。动力摩擦力会使50（m/150 msun）^{1/2}以上的天体向中心下沉。在星系核中存在一个小的MBH集群可能会产生几个有趣的后果，这些后果与普通恒星的潮汐捕获（可能随后发生破裂）、中央超大质量黑洞捕获MBH以及来自这种聚结的引力波辐射有关。吸积的银河系前MBH可以作为超发光的非核X射线源被探测到。
2001-03-09 astro-ph
Diffuse Cosmic Neutrino Background from Population III Stars
我们研究预期的扩散宇宙中微子流量产生的人口III（PopIII）的恒星在其核燃烧阶段，以及从他们的最后阶段的演变（核心崩溃）。假设所有重子中有一部分f_III=10^（-3）形成PopIII星，我们的通量估计与宇宙中普通恒星和普通核心坍缩超新星产生的弥散中微子通量相当，即1-10 cm^（-2）s^（-1）量级。然而，由于大的宇宙红移，典型的能量在MeV和亚MeV范围内，太阳和地球物理中微子通量要大得多。用目前已知的实验技术直接探测弥漫的宇宙流是不可能的。
2004-11-18 astro-ph hep-ph
Gravitational wave background from Population III black hole formation
我们研究了产生的随机引力波（GW）背景产生的人口的核心坍缩超新星，形成黑洞的结构形成的情况。例如，我们可以得出，在冷暗物质的情况下，黑洞的第三星族（Population III）可以在$ν_{\rm{obs}} \simeq 30-470 {\rm Hz}$频段产生一个随机GW背景，其最大振幅为$h_{\rm BG} \simeq 10^{-24}$，相应的闭合能量密度为$Ω_{\rm{GW}}\sim 10^{-7}$（假设GW的产生效率最大，即，$ε_{\rm GW_{\rm max}} = 7\times 10^{-4}$）的恒星形成的红移$z\simeq 30-10.$我们表明，这将是可能的，在未来的检测各向同性GW背景相关的信号对“先进的”LIGO天文台（LIGO III），信噪比为$\simeq 40$。我们讨论了什么天体物理信息可以从一个积极的（甚至是消极的）检测这样的GW背景产生的情况下，如这里研究的。其中之一是可以从观测到的GW光谱中获得发射周期的初始和最终红移。
2002-02-01 astro-ph gr-qc
