Primordial Star Formation under Far-ultraviolet radiation
本文研究了远紫外（FUV; <13.6eV）辐射作用下原始气云的热演化和化学演化。在被强烈的FUV辐射照射的云层中，永远不会形成足够的氢分子来冷却。然而，即使没有分子氢，如果云足够大，它们也会通过原子氢线冷却开始坍塌。由于H^{-}自由束缚发射的连续冷却，直到数密度达到10^{16} cm^{-3}，这样的云继续几乎等温地坍缩。在云层内部，金斯质量最终会大大低于太阳质量。这表明，氢分子是低质量的原始恒星形成所必需的，前提是云的碎裂发生在足够高的密度。
2000-11-23 astro-ph
Primordial gas cooling behind shock waves in merging halos
我们研究了暗物质晕维里化过程中产生的激波后重子的热态。我们发现一部分被HD分子辐射冷却到宇宙微波背景（CMB）温度的冲击气体：这一部分从$M=5\times 10^7\msun$暗晕的大约$f_{\rm c}\sim 10^{-3}$急剧增加到$z=10$的$M=10^8\msun$暗晕的$\sim 0.1$。然而，我们发现，质量的进一步增加不会导致$f_{\rm c}$的显著增长--$M\gg 10^8\msun$的渐近值为0.2。我们估计恒星形成率与这样的冲击波，并表明，它可以是一个小的，但不可忽略的部分恒星形成与冷却HI和H $_2$。我们认为，银河系中极贫金属的低质量恒星可能是由这种冲击后的原始气体形成的。
2006-04-21 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
Revisiting the effect of H2, HD and LiH molecules in the cooling of primordial gas
We use a non-equilibrium chemical network to revisit and study the effect of H_{2} , HD and LiH molecular cooling on a primordial element of gas. We solve both the thermal and chemical equations for a gas element with an initial temperature T \approx 1000K and a gas number density in the range n_{tot} =1-10^{4} cm^{-3}. At low densities, n_{tot} <10^{2} cm^{-3}, the gas reaches temperatures \sim 100K and the main coolant is H_{2} , but at higher densities, n_{tot} >10^{2} cm^{-3}, the HD molecule dominates the gas temperature evolution. The effect of LiH is negligible in all cases. We studied …
2009-02-13 astro-ph
Deuterium chemistry in the primordial gas
我们回顾和更新后重组宇宙中氘化学的一些方面，特别强调HD的形成和破坏。我们详细研究了可用的理论和实验数据的领先反应的氘化学和我们强调的领域，在确定速率系数的改进是必要的，以减少剩余的不确定性。我们讨论了HD的冷却特性和宇宙辐射场的存在对标准冷却函数的修改。最后，我们考虑了氘化学对原始云在一个简单的“顶帽”方案中的动力学崩溃的影响，我们推测了云必须具有的最小质量，以便能够在哈勃时间内冷却。
2002-02-18 astro-ph
Ionization Front Instabilities in Primordial H II Regions
金属在冲击气体中的辐射冷却介导了今天星系中电离前沿不稳定性的形成，这些不稳定性是星际介质中各种现象的原因，从星云的形态到分子云中的触发恒星形成。早期再电离和星系际介质化学富集的一个重要问题是，这种不稳定性是否出现在第一批恒星和原始星系的H II区域，这些区域没有金属。我们提出了三维数值模拟，揭示了阴影和薄壳不稳定性容易形成的原始气体。我们发现，第三星族恒星的硬紫外光谱扩大了原始电离锋，导致H2的形成能够煽动暴力薄壳层不稳定性的D-型前线，即使在存在强烈的莱曼-维尔纳通量。在没有氢分子冷却的情况下，与氦电离有关的高的后锋面气体温度维持并加剧了阴影的不稳定性。我们的模型表明，金属黯然失色H2冷却在我前面的不稳定性在适度的浓度，从0.001- 0.01太阳能。我们的结论是，电离前沿的不稳定性是突出的第一批恒星和星系的H II区域，影响逃逸的电离辐射和金属进入早期宇宙。
2007-12-06 astro-ph
Star Formation at Very Low Metallicity. IV. Fragmentation Does Not Depend on Metallicity for Cold Initial Conditions
原始恒星的形成似乎导致恒星的质量至少比现代恒星的形成大一个数量级。有人提出，从原始到现代的初始质量函数的转变是由于金属丰度Z/Z_sun = 10^{-3.5}时有效金属线冷却的开始。然而，这些模拟忽略了分子氢冷却。我们使用相同的初始条件进行模拟，但包括分子冷却，使用一个复杂的网络，遵循分子氢形成，也直接遵循一氧化碳和水。我们发现，分子氢冷却允许大致相当的碎片进行，即使在零金属这些初始条件。表观转变只是代表了金属线冷却变得比分子冷却更重要的点。在所有情况下，碎片的质量都足以与原始恒星质量的模型相一致，这表明向现代初始质量函数的转变可能是由其他物理学如尘埃形成决定的。我们的结论是，这种额外的冷却机制，结合宇宙学坍缩产生的确切的初始条件，可能比金属线冷却在确定初始质量函数方面更重要，因此，在Z/Z_sun = 10^{-3.5}时，初始质量函数不太可能有急剧的转变。
2009-01-28 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
Critical Metallicity and Fine-Structure Emission of Primordial Gas Enriched by the First Stars
第一颗恒星对第二代高红移天体形成的影响，可能部分取决于其周围气体的金属富集。在临界金属丰度Zcrit下，原始气体通过CII（157.74 μ m）、OI（63.18 μ m，145.5 μ m）、SiII（34.8 μ m）和FeII（25.99 μ m，35.35 μ m）的精细结构线比通过HI或H2发射更有效地冷却。这种冷却可能会改变分裂成更小单元的过程。我们研究了原始气体的冷却随时间的变化，这些气体富含早期大质量恒星的重元素，特别是O，Si和Fe。我们将Zcrit定义为当金属加H2的总冷却速率等于绝热压缩加热时的点。我们探讨了两种金属丰度方案：（1）所有重元素的单一金属丰度方案;（2）由理论超新星产额计算的单个金属丰度方案（Z_C，Z_O，Z_Si，Z_Fe）。对于含有相对太阳丰度的金属的致密气体[n > 10^3 cm^（-3）]，碎裂发生在Zcrit ~ 10^（-3.5）Z_sun处。然而，对于密度较低的气体[n = 1-100 cm^（-3）]，特别是在富含Si、O和Fe的晕中，我们发现Zcrit = 0.1- 1%Zsun。临界金属丰度接近最小值，在高n设置有效的LTE冷却，与热化水平人口的精细结构状态和H2旋转状态（J = 2和J = 3）。在200 K时，在红移的精细结构谱线中可以探测到10^8兆太阳的原始云，其远红外通量在10^-22和10^-21 W/m^2…
2005-09-05 astro-ph
Formation of Primordial Stars in a LCDM Universe
我们在标准的冷暗物质模型中，利用高分辨率的流体动力学模拟研究了第一代恒星的形成。我们的模拟实现了10^{10}的长度尺度的动态范围。通过对原子和分子物理的精确处理，它使我们能够研究原始气体云的化学-热演化，密度高达n = 10^{16}/cc，而无需假设任何先验状态方程;比以前的三维计算提高了六个数量级。所有相关的原子和分子的冷却和加热过程，包括碰撞诱导的连续辐射冷却，实施。为了计算高密度下的光学厚H2冷却，我们使用Sobolev方法。为了研究由于热不稳定性可能产生的气体碎裂，我们明确地计算了等压扰动的增长率。我们表明，云核不碎片在低密度或高密度制度。我们还表明，核心保持稳定的重力变形和破碎。我们得到一个准确的气体质量吸积率在10 Msun最里面的区域周围的原恒星。原恒星以0.001-0.01 Msun/yr的速率吸积周围的热气体。从这些发现中，我们得出结论，在早期迷你晕中形成的原始恒星质量很大。利用得到的吸积率进行了原恒星演化的计算。第一颗恒星的质量是M_ZAMS = 60-100 Msun，确切的质量取决于实际的吸积速率。
2006-07-22 astro-ph
Simulations of Early Structure Formation: Primordial Gas Clouds
我们使用大型宇宙学模拟来研究Lambda CDM宇宙中原始恒星形成云的起源，通过跟踪暗物质晕的形成和其中气体的冷却。为了模拟化学原始气体的物理学，我们采用了9种化学物质的非平衡处理，并包括分子氢的冷却。我们探索了在红移z = 25 - 30处形成的束缚结构的分级生长，总质量在10^5 - 10^6兆太阳。暗晕的引力形成和气体云的热力学和化学演化之间复杂的相互作用，影响了对临界H2分数的分析估计。来自质量吸积和合并的动力学加热对抗了相对低效的氢分子冷却，延迟了快速增长的晕中恒星形成云的产生。我们还研究了光离解紫外线（UV）辐射对原始气体云形成的影响。我们考虑两个极端的情况下，首先包括一个均匀的辐射场在光学薄的限制，其次占气体自屏蔽的最大效应在维里化区域。在我们考虑的这两种情况下，可以通过计算辐射通量的平衡H2丰度并定义有效屏蔽因子来描述总体影响。基于我们的数值结果，我们开发了第一批恒星形成的半解析模型，并演示了如何将其与大型N体模拟相结合来预测早期宇宙中的恒星形成率。
2003-04-08 astro-ph
Two-Dimensional Axisymmetric Collapse of Thermally Unstable Primordial Clouds
我们已经进行了二维流体动力学模拟的崩溃孤立的轴对称云冷凝通过辐射冷却的原始背景气体。为了研究所谓的"形状不稳定性“的发展，我们考虑了两种轴对称云，即不同大小和轴比为$0.5 \leq {R_{\rm c,R}} /{R_{\rm c,z}} \leq 2$的扁长云和长扁云。我们发现，在初始冷却阶段的扁率或扁长的程度增强。但是，如果云气和背景气体之间冷却时间的初始对比度远大于1，那么它可以在以后被逆转。在这种情况下，扁球形云会坍缩成一个由外部薄盘和中心扁长组成的结构。另一方面，一个长扁云变成了一个薄的雪茄状结构，中央有一个致密的扁扁组成部分。在冷却云的中心部分的形状反转是由于超声速运动沿盘平面的情况下，扁球形云或沿对称轴的情况下，长球形云。对于背景气体为$T_h=1.7\times 10^6$ K和原星系晕环境中的$n_h=0.1 \cm3$，在我们的模拟中，已经冷却到$10^4$ K的云气体的平均密度增加到$100 n_h$左右，在我们的模拟中，采用非平衡冷却和背景气体冷却。这种气体的球形金斯质量估计约为$M_J \sim 5\times10^{7}\Msun$。为了使云质量超过金斯质量，同时为了使热不稳定性发挥作用，初始云的大小应该在$1 - 1.5 l_{\rm cool}$左右，其中$l_{\rm cool}$是冷却长度。
2002-11-08 astro-ph
Metal Enrichment of The Primordial Interstellar Medium through 3-D Hydrodynamical Evolution of The First Supernova Remnant
计算了具有非均匀结构的原始星际介质中超新星遗迹的长期演化，研究了原始气体中金属的富集。为此，我们已经建立了一个并行的三维流体动力学程序，包括辐射冷却和自重力。自引力和辐射冷却发展的非均匀结构的ISM从一个小的扰动与幂律谱。所得密度范围为0.5 cm $^{-3}$至10 $^6$ cm $^{-3}$。作为我们一系列研究的第一步，对一颗母星质量为20太阳质量的超新星进行了计算。结果表明，单个超新星将新合成的重元素分布到ISM的致密丝中，其密度范围为100 ~ 10 $^4$ cm $^{-3}$，取决于超新星爆发的位置。因此，被SN喷出物污染的致密细丝的金属度[Mg/H]变为$-2.7\pm0.5$。从这些细丝中，第一批星族II恒星将形成。该值与之前的分析工作（Shigeyama & Tsujimoto 1998）一致，准确度为$\sim 0.3$ dex。
2000-07-28 astro-ph
The Stellar Initial Mass Function in Primordial Galaxies
在恒星形成的背景下，通过一个极端缺乏金属的原星系云的碎片，引力坍缩的气体云的探索与H $_2$和HD的非平衡化学耦合的一维数值流体力学。发现云的演化主要受初始中心密度（$n_{\rm c,0}$）和H-$_2$丰度（$x_{\rm H_2,0}$）的控制。特别是，低密度丝的演变分叉的阈值H $_2$丰度$x_{\rm H_2,cr}\simeq 3 \times 10^{-3}$，超过HD冷却HPDMATHABMM冷却。当$n_{\rm c}$达到HD的临界密度时，含有$x_{\rm H_2, 0}\gtrsim x_{\rm H_2,cr}$的低密度细丝的收缩被强烈地减速，并且细丝预期在$\sim 10^{7}$ cm $^{-3}$处断裂。碎片质量降低至$\approx 10M_\odot$。相反，含有$x_{\rm H_2, 0}\lesssim x_{\rm H_2,cr}$的低密度细丝的收缩受H $_2$冷却的调节。在这种情况下，碎片质量高达$\approx 10^2M_\odot$。对于高密度的暗条，云的演化是由H $_2$冷却。预计在HPDMATHABMM谱线中$n_{\rm c,0}\sim 10^{12-13}$ cm $^{-3}$处的云变得不透明之前不会发生碎裂，因此碎片质量降低至1 - 2 M $_\odot$。因此，恒星IMF可能是双峰的，并且在亚太阳质量…
2002-01-30 astro-ph
Chemistry and cooling in metal-free and metal-poor gas
我总结了四个最重要的领域的不确定性研究的化学和冷却的气体与零或非常低的金属。这些是：i）HD冷却在原始气体中的重要性和影响; ii）金属线和尘埃冷却在低金属含量气体中的重要性; iii）在H2形成中涉及的几个关键反应的速率系数中存在的大的不确定性的影响;以及iv）在高红移时晶粒表面化学的有效性。
2007-09-04 astro-ph
Dark Matter Annihilation and Primordial Star Formation
我们研究了弱相互作用大质量粒子（WIMP）暗物质湮灭对星族III.1恒星形成的影响，该恒星理论上是由暗物质迷你晕中心的气核坍塌形成的。我们认为冷却由于重子辐射过程和加热由于WIMP湮灭的相对重要性。我们分析了在宇宙尺度数值模拟中形成的几个晕的暗物质和气体分布。加热速率敏感地依赖于暗物质密度分布，我们用幂律rho_chi ~ r^{-alpha_chi}近似，在数值上无法分辨的晕内部区域。如果我们假设一个自相似结构，使得在分辨尺度上测量的α_chi ~= 1.5，那么对于100 GeV的基准WIMP质量，加热速率通常比密度高达n_H=10^{17}cm^{-3}的冷却速率小得多（<10^{-3}）。在一种情况下，当α_chi=1.65时，加热速率变得与冷却速率相似，密度为n_H=10^{15}cm^{-3}。由于绝热收缩，预计暗物质密度分布在中心重子占主导地位的区域<~ 1 pc会变陡，我们在我们的数值模型中观察到了这种效应（尽管分辨率相对较低）。由此我们估计alpha_chi~=2.0。在n_H~=10^{14}cm^{-3}以上，加热作用占主导地位，这与Spolyar，Freese & Gondolo的研究结果一致。我们预计这将导致形成一个平衡结构，重子和暗物质密度分布呈现出扁平的中央核心。考察这种平衡，我们发现由于WIMP湮灭产生的总光度是相对恒定的，约为10^3 L_sun，…
2008-07-24 astro-ph
Modelling Primordial Gas in Numerical Cosmology
我们回顾了低密度（n<10^4 cm^-3）原始气体的化学和冷却行为，并设计了一个冷却模型，该模型包括19个碰撞过程和9个辐射过程，适用于温度范围（1 K < T < 10^8 K）。我们推导出了新的适合的速率系数的光附着的中性氢，形成分子氢通过H-，H2和H+之间的电荷交换，电子脱离的H-由中性氢，解离重组的H2与慢电子，光解的H2+，和光解的H2。进一步发现，通过气相过程（H2+ + H -> H2 + H+和H- + H -> H2 + e-）产生的分子氢可能在比形成时间尺度更快的时间尺度上转化成其对位构型。我们已经对该模型进行了广泛的测试，并表明它与以前的研究一致。我们进一步详细研究了化学动力学，并设计了一个极小模型，该模型比完整的反应网络简单得多，但预测了正确的丰度。这个极小模型令人信服地表明，12个碰撞过程足以模拟低密度原始气体中的H，He，H+，H-，He+，He++，和H2丰度的应用程序没有辐射场。
1996-08-09 astro-ph
Impact of Cosmic Rays on Population III Star Formation
我们探讨了可能的宇宙射线（CR）背景产生的第一次超新星爆炸，结束了大规模的第三星族恒星的短暂生命的影响。我们发现，如果CR通量足以在微晕中心附近产生大于10^-19 s^-1的电离率，那么这种CR背景可能会对红移约为z ~ 15 - 20的微晕中的原始气体云的冷却和坍缩产生显著影响。能量小于约10^7 eV的CR的存在将间接增强这些区域的分子冷却，我们估计这些微晕中由此产生的较低温度将产生低至约10 M太阳的特征恒星质量。在z ~ 10 - 15附近宇宙结构形成的后期阶段，CRs对更大质量的暗物质晕（维里质量大于约10^8 M_sun）内部的原始气体云的冷却和坍缩的影响不太明显。在这些云中，即使没有CR通量，分子丰度已经足够允许冷却到由宇宙微波背景温度设定的下限。
2007-07-23 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
Uncertainties in H2 and HD Chemistry and Cooling and their Role in Early Structure Formation
在低温下，原始气体中的主要冷却剂是分子氢，H2。最近的研究表明，原始气体不是在引力作用下坍缩，而是从最初的电离状态冷却下来，形成氘化氢HD，其量足以将气体冷却到宇宙微波背景的温度。这种额外的冷却可以减少引力碎片的特征质量，并可能导致第III星族恒星特征质量的变化。由于原子和分子数据对宇宙学问题的重要性，我们评估了几个迄今为止被忽视的化学和辐射过程：低温H2冷却速率对正-H2与仲-H2的比率的敏感性，通过与H碰撞激发的H2的低温冷却速率的不确定性，通过与H+和e-碰撞激发的H2的冷却效果，以及负责确定气体中H2分数的几个反应的速率的大的不确定性。我们发现，最重要的被忽视的过程是激发H2的碰撞与质子和电子。这在早期更快地冷却气体，因此在后期形成较少的H2和HD。这一事实，以及这里提出的几个化学不确定性，显着影响气体的热演化。我们预计，这可能会导致明确的差异，在未来详细的三维研究的第一结构形成。最后，我们表明，虽然气体的热演化在原则上是敏感的邻-对位比，在实践中的标准假设的3：1的比例产生的结果，几乎是无法区分的，从那些产生的更详细的治疗。（节略）
2008-03-12 astro-ph
The First Galaxies: Assembly, Cooling and the Onset of Turbulence
我们研究的第一个星系在z > 10的高分辨率数值模拟的属性，从宇宙学的初始条件，并考虑到所有相关的原始化学和冷却。第一个星系的特征是，一旦维里温度超过10^4 K，氢原子就会开始冷却，并且能够保留光热气体。通过详细的并合树跟踪了一个5*10^7 M太阳系统的复杂吸积和恒星形成历史，并导出了在其组装之前形成的第三星族（PopIII）恒星的数量上限.我们研究了下落气体的热演化和化学演化，发现温度> 10^4 K时的部分电离催化了H2和氘化氢的形成，使气体冷却到宇宙微波背景的温度。根据辐射和化学反馈的强度，原始恒星的形成可能是由第一个星系组装过程中形成的中等质量的Pop III恒星主导的。新生星系的吸积开始于热吸积，其中气体直接从星系际介质吸积并被冲击加热到维里温度，但很快伴随着冷吸积阶段，其中气体在高速流入母晕之前冷却成细丝状。后者在星系中心驱动超音速湍流，并可能导致非常有效的化学混合。因此，第一个星系中湍流的开始可能标志着向Pop II恒星形成的过渡。
2009-10-20 astro-ph
The Formation of the First Stars. I. The Primordial Star Forming Cloud
为了限制第一批恒星的性质，我们研究了原始的无金属气体云的崩溃和碎片。我们探索原始恒星形成的物理通过三维模拟的暗物质和气体成分，使用平滑粒子流体力学，在广泛的初始条件下，包括初始自旋，晕的总质量，维里化的红移，DM波动的功率谱，HD冷却的存在下，和模拟中采用的粒子数。我们发现，在初始自由落体阶段结束时，气体的特征温度T约为100 K，密度n约为10^3-10^4 cm^-3。这些值对初始条件相当不敏感。对应的金斯质量为M_J ~ 10^3 M_sun。这些特征值的存在在氢冷却的微观物理学中有一个强有力的解释，与氢冷却剂可以达到的最低温度有关，与根据NLTE和LTE填充的能级之间发生跃迁的临界密度有关。在所有情况下，气体消散地沉降成不规则的中心构型，其具有不规则的和多节的外观。密度最高的流体区域首先由于引力不稳定性而发生失控坍缩，并形成初始质量约为10^3 Msun的团块，接近于典型的金斯尺度。这些结果表明，第一批恒星可能相当大，甚至可能非常大，M_star > 100 M_sun。
2001-08-28 astro-ph
Thermal evolution of the primordial clouds in warm dark matter models with keV sterile neutrinos
我们分析了与恒星形成相关的过程，在一个模型中，暗物质以不育中微子的形式存在。无菌中微子衰变产生的X射线背景辐射对坍缩的氢云有双重影响。首先，X射线使气体膨胀，导致分子氢的比例增加，这使得气体更容易冷却并形成恒星。其次，同样的X射线会沉积一定量的热量，原则上，这可能会阻碍气体的冷却。我们发现，在我们所研究的所有情况下，无菌暗物质的总体效果是促进气体的冷却。因此，我们得出结论，暗物质在无菌中微子的形式可以帮助气体云的早期崩溃和随后的恒星形成。
2006-09-14 astro-ph hep-ph
Thermal and chemical evolution of the primordial clouds in warm dark matter models with keV sterile neutrinos in one-zone approximation
在单区近似下，我们跟踪重子顶帽型过密度的演化。我们的目标是并列的原始云在λ冷暗物质模型和温暖的暗物质模型与keV无菌中微子的气体温度的演变，并检查其衰变的影响，到一个X射线光子和一个活性中微子，对结构的形成。我们发现，在我们已经研究过的所有情况下，无菌暗物质的总体效果是促进气体的冷却，并减少能够坍缩的晕的最小质量。因此，我们得出结论，来自暗物质衰变的X射线以无菌中微子的形式可以帮助气体云的早期坍缩和随后的恒星形成。
2007-01-19 astro-ph
The cooling function of HD molecule revisited
我们报告的原始气体的冷却速率的HD分子，考虑到其振转结构的新的计算。计算了J \le 8转动能级和振动能级v= 0，1，2和3的HD冷却函数，包括辐射和碰撞跃迁.振转能级布居是由平衡方程假设稳态计算的。在动力学温度T_k为1 e2 ~ 2 e4 K，数密度n_H为1 ~ 1 e8 cm ~（**）~（-3）的范围内计算了冷却函数。我们发现，包括碰撞振转跃迁显着增加HD冷却效率，特别是对于高密度和温度。当n_H>~ 1 e5，T_k~ 1 e4 K时，冷却函数比以前报道的高一个数量级以上。我们也给HD冷却率在宇宙微波辐射场的存在下，辐射温度为30，85和275 K（红移为9，29和99）。列表中的冷却功能可在http：//www.cifus.uson.mx/Personal\_Pages/anton/DATA/HD\_cooling/HD\_cool.html上找到。我们讨论的相关性，以探索包括我们的结果到模型和模拟的星系形成的影响，特别是在制度时，气体冷却温度高于3000 K。
2005-05-25 astro-ph
Iron Abundance Profiles of 12 Clusters of Galaxies Observed With BeppoSAX
本文导出了用BeppoSAX观测的12个红移为0.03 < z < 0.2的星系团中X射线气体的方位角平均径向铁丰度分布。我们发现的证据表明，在大多数集群的负金属丰度梯度，特别是显着的集群，具有冷却流。12个星团的合成轮廓与Metzler & Evrard（1997）的星团模拟相似。这种丰度梯度可能是星系团内气体损失星系的空间分布比原始热气体更集中的结果。无论是内部和外部的核心区域，我们发现一个更高的丰度在冷却流集群比非冷却流集群。在冷却区域之外，这种差异不可能是在冷却流团簇中更有效地将金属溅射到气相中的结果，而是可能是在合并期间来自团簇的外部区域的低金属性气体混合的结果。
2000-09-15 astro-ph
Hydro-gravitational fragmentation, diffusion and condensation of the primordial plasma, dark-matter and gas
第一个结构是在原始等离子体中形成的原始空隙。当30，000年的因果关系尺度与流体引力理论的粘性和湍流施瓦茨尺度相匹配时，粘性和弱湍流力平衡了引力（Gibson 1996）。光子粘性只允许从雷诺数Re = 200的弱湍流，与碎片给原超星系团空隙，浮力，化石涡湍流，和强的声波阻尼。膨胀、冷却的等离子体继续分裂成原星系团，其密度和应变率作为弱湍流和第一结构的化石保存下来。自重力浮力引起的湍流化解释了宇宙微波背景的温度波动，而不是冷暗物质碎片中的声波振荡。在30万年前等离子体转变为气体后，原星系内部发生了气体分裂，形成了由小行星质量的原雾粒子（PFP）组成的原球状星团（PGCs）云。黑暗的PGC凝块冻结的PFP坚持作为星系晕内的暗物质，支持Schild 1996年的类星体微透镜解释。非重子暗物质扩散到等离子体原星系团空洞中，后来在扩散的施瓦茨尺度下分裂成外星系晕，表明轻的、弱碰撞的流体粒子（可能是中微子）。观察结果支持这一理论（Gibson and Schild 2003）。
2003-05-19 astro-ph
Star formation in disk galaxies driven by primordial H_2
我们表明，气态\HI盘原始组成的外部辐射场照射可以开发一个多相介质的温度在10^2和10^4 K之间，由于形成分子氢。对于给定的\HI柱密度，存在辐射场的临界值，低于该临界值，只有冷\HI相可以存在。由于类星体背景的时间递减，气体在复合后开始缓慢冷却，直到达到暖相的最低稳定温度，达到临界红移$z=z_{cr}$。低于此红移，分子氢的形成促进了向冷\HI相的快速转变。我们发现，具有$10^{20}\simlt N_{HI}\simlt 10^{21} cm^{-2}$的原星系盘在$T\sim 10^4$ K处引力稳定，并且只有在盘中心部分的气体冷却到温度$T\simlt 300$ K之后，才能在$z \simlt z_{cr}\sim 2$处开始其恒星形成历史。在低气体表面密度和低动力学质量的星系中，这种延迟的星爆阶段可以破坏盘并使它们逐渐消失。这些天体可能对微弱的蓝色星系群有很大的贡献。
1997-07-16 astro-ph
In-shock Cooling in Numerical Simulations
我们使用光滑粒子流体动力学建立一维激波管模型，并在数值模拟中研究有限激波宽度的后果。我们研究了不同冷却方式下气体通过激波时的冷却情况。对于10^5K的冲击温度，气体的最高温度大大降低，冷却时间减少了2倍。在较低的温度下，我们对分子氢的产生特别感兴趣，因此我们跟踪了整个冲击波的电离水平和H_2丰度。这种制度是特别相关的模拟原始星系形成的晕，其中星系的维里温度是足够高，部分re-reflective气体。冲击冷却的效果是实质性的：气体达到的最高温度与理论温度相比，被发现在0.15和0.81之间变化进行模拟。下游电离能级比理论值降低了2.4 ~ 12.5倍，H_2丰度降低到理论值的0.45 ~ 0.74分之一。在10^5K以上的温度下，辐射激波是不稳定的，并且会振荡。我们再现了这些振荡，并发现与Chevalier和Imamura（1982）以及Imamura，Wolff和Durisen（1984）的先前工作很好地一致。在这种冲击中，冲击冷却的影响很难量化，但无疑是存在的。
1999-03-22 astro-ph
The Polytropic Equation of State of Primordial Gas Clouds
根据最近对HE 0107-5240和CS29498 -043等极贫Fe星[Fe/H]~10 ^{-3.5}-10 ^{-5}的观测，计算了具有中等富集度的原始气体云的多方状态方程.相对于Fe，这些恒星的C和O含量过多。我们假设观测到的C、O、Si和Fe等物质的丰度代表了目前观测到的缺金属恒星形成的气体。在这种假设下，我们发现，这种原始金属丰度模式有深刻的后果的热平衡和气体的化学成分，因此为母云的状态方程。当[O/H]<10^{-3}氧丰度较低时，多面体状态方程较软，但当[O/H]>10^{-2}时，由于CO和H2O冷却线的不透明度较大，多面体状态方程变硬，多变指数γ大于1。进一步发现，即使在总碳丰度只有[C/H]~10^{-2}时，尘埃的存在和温度也起着调节作用。当尘埃温度高于气体温度时，伽马值约为1.2的区域的密度约为10^4 cm^{-3}。当尘埃比气体冷时，在密度为~10^6 cm^{-3}的情况下，会发现γ ~0.8的区域。的原始初始质量函数（IMF），以及在星爆星系，那里的金属丰度是超太阳的IMF的影响，探索和相关的过程，影响周围的尘埃的温度。
2005-03-05 astro-ph
Thermal and Dynamical Evolution of Primordial Gas Clouds - On the Formation of First Luminous Objects -
我们研究了退耦后宇宙中原始气体云的热力学和动力学演化。比较动力学演化的时间尺度和碎裂的时间尺度，可以估计典型的碎裂尺度。我们提出了由大量恒星组成的第一个发光物体的形成过程的以下方案。首先，在膨胀的宇宙中，由于过密度区域的扁平坍缩或势阱中的云之间的碰撞，准平面激波形成。如果激波加热的温度高于约$10^4$ K，激波后气体通过\Hbun线冷却而冷却到几百K，激波压缩层碎裂成对流云。对流云再一次动态地坍缩并碎裂成云核。最后，一颗原始恒星在云核中形成。我们表明，第一颗恒星的最小质量基本上是由Ekrasekhar质量决定的。此外，我们还通过数值模拟研究了云核的动力学坍缩，并表明云核中心区域的演化路径仅很弱地依赖于云核的总质量。在质量吸积之后，一颗大质量恒星可能会在核心中形成，因为估计的质量吸积速率非常大。在这种情况下，许多大质量恒星可能几乎同时形成。云可以是明亮的物体。另一方面，如果冲击加热的温度较低，有效的恒星形成会显着延迟。
1998-12-08 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
Second-Generation Objects in the Universe: Radiative Cooling and Collapse of Halos with Virial Temperatures Above 10^4 Kelvin
第一代原星系可能是由原始气体通过宇宙学微晕中的氢气冷却而形成的，维里温度只有1000 K。然而，它们的丰度可能受到抑制H2形成的反馈过程的严重限制。负责星系际介质再电离和金属富集的原星系的形成，然后不得不等待更大的晕的崩溃。本文研究了位力温度Tvir > 10^4K的晕中气体的辐射冷却和坍缩。在这些晕中，有效的原子线辐射允许气体快速冷却到8000 K;随后气体可以在这个温度下几乎等温地收缩。如果没有额外的冷却剂，气体可能会进入一个局部引力稳定的圆盘;只有自旋异常低的圆盘才会不稳定。然而，我们发现，最初的原子线冷却留下一个大的，不平衡的剩余自由电子分数。这使得分子分数逐渐增加到约为x（H2）= 10^-3的普适值，几乎与初始密度和温度无关。我们表明，这是一个非平衡冻结值，可以理解的时间尺度参数。此外，与质量较小的晕不同，H2的形成在很大程度上不受外部紫外线场反馈的影响，这是由于原子冷却实现的高初始密度。H2分子将气体进一步冷却到约100 K，并允许气体在几个100 Msun的尺度上分裂。我们研究了各种反馈效应的重要性，如H2-光解从内部UV场和辐射压力，由于Ly-alpha光子捕获，这可能是调节恒星形成的效率。
2001-12-22 astro-ph
Primordial Stellar Feedback and the Origin of Hyper Metal-Poor Stars
银河系晕中-5 ~< [Fe/H] ~< -4的恒星明显不存在，这表明在第一代无金属恒星（Pop III）照亮本宇宙后，产生晕星的气体经历了一个低或延迟的恒星形成时期。Pop III恒星的负反馈最初可能阻止了前星系晕的冷却，从而推迟了坍缩并抑制了进一步的恒星形成。然而，在此期间，第一颗超新星（SNe）的核合成产物有时间与晕气体混合。因此，在形成星系晕的时候，最初的原始气体已经微弱地富含重元素，特别是铁。很高的，在最近发现的两颗超贫金属恒星中观察到的C/Fe比率（[Fe/H]<-5）HE 0107-5240和HE 1327-2326的C/Fe比值以及极贫金属星的C/Fe比值多样性（[Fe/H]<-3），然后自然地解释了由Pop III星的预富集和随后几代大质量，旋转的恒星，最大质量的恒星以形成黑洞的SNe形式结束生命，只喷射出它们的外层（富碳）。讨论了可能存在的巨贫金属/无铁星（[Fe/H]<-6）的星族。
2006-02-27 astro-ph
Radio Jets in Cooling Cores
几乎每一个强冷却核心都包含一个活跃的射电星系。结合无线电和X射线图像揭示了戏剧性的相互作用，这是发生在无线电喷流和中央集群等离子体之间。通过将新数据与理论模型进行比较，原则上至少可以回答两个重要问题。首先是无线电喷流如何在冷却的核心环境中传播和破坏：为什么这些星团中心的无线电源不寻常？第二个是射电喷流对冷却核心的影响：它对核心的能量重要吗？由于新的数据，我们开始能够回答这些问题。
2004-05-02 astro-ph
