Primordial Gas Collapse in The Presence of Radiation: Direct Collapse Black Hole or Population III star?
宇宙演化的第一个十亿年标志着第一批恒星、黑洞和星系的形成。来自第一个星系的辐射在确定邻近晕中坍缩的原始气体的最终状态方面起着重要作用。这是因为原始气体的主要冷却剂是分子氢，它可以被能量范围为$11.2 - 13.6$ ~eV的莱曼-沃纳光子解离成原子氢。氢分子的冷却会导致第三类恒星的形成，而氢原子的冷却则会导致超大质量恒星（或准恒星）的形成，从而导致大质量$10^{4-5} M_\odot$黑洞的形成，或直接坍缩黑洞。这个辐射场的光谱对于确定原始气体云是形成了第三类恒星还是形成了一个非常大质量的黑洞至关重要。我们将在下面探讨这种情况，并讨论辐射光谱如何影响坍缩的结果。
2018-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Primordial star clusters at extreme magnification
引力透镜星系的放大率约为10-100，通常在高红移时被探测到，但放大率明显高于此的星系受到低概率和大源尺寸的阻碍。然而，在本质上很小的情况下，~1000的放大率可能是相关的，高红移物体具有非常高的数密度。在这里，我们探索了探测紧凑（< 10 pc），高红移（z > 7）的第三族星团在如此极端的放大率在大面积的调查与计划的望远镜，如欧几里得，WFIRST和WISH的前景。我们发现，计划中的WISH 100平方米。如果这些星团的总恒星质量大于10，000太阳质量，10度超深巡天也许能够探测到少量这类天体。如果发现了第三星族透镜星团的候选者，詹姆斯·韦伯太空望远镜或地面极大望远镜对周围星云的后续光谱应该能够证实这些天体的第三星族性质。詹姆斯·韦伯太空望远镜对这些天体的多波段测光也有可能证实这些第三族星团中的恒星初始质量函数是头重脚轻的，这一点得到了目前模拟的支持。
2015-03-10 astro-ph.CO
Local and Global Radiative Feedback from Population III Star Formation
我们提出了一个概述，最近的工作，重点是了解辐射反馈过程中，可能是重要的第三人口恒星形成。具体来说，我们研究的莱曼-沃纳（光解离）背景的原始恒星形成的早期阶段，这有助于延迟在一个给定的晕恒星形成的发病，但从来没有完全抑制它的效果。我们还研究了附近恒星系统中I-锋的光离解和电离辐射对原始原恒星云形成的影响。根据入射辐射场的强度和晕的中心密度，Pop III恒星的形成可以被抑制，不受影响，甚至增强。理解这些和其他效应对于模拟第三星族恒星形成和建立宇宙中最早的几代星系至关重要。
2010-09-01 astro-ph.CO
Primordial magnetic fields in Population III star formation: a magnetised resolution study
第三星族恒星由于原始气体的分裂而成群形成。虽然均匀的磁场已被证明在现今的恒星形成过程中可以防止碎片化，但尚不清楚现实的k^3/2原始磁场是否具有同样的效果。当中心密度达到10-13 g cm-3时，我们通过引入与速度场均分的饱和磁场来绕过与模拟湍流发电机相关的问题。我们测试了一系列的下沉粒子创建密度从10 -10-10-8克cm-3。在测试范围内，电场并不能抑制气体的碎裂，因此无法阻止碎裂程度随着分辨率的提高而增加。形成的沉降颗粒的数量和沉降颗粒中的总质量不受所有种子场和分辨率上的磁场的影响。除了在模拟箱的最高密度区域，磁压力保持低于气体压力，在该区域磁压力等于但从未超过气体压力。我们的研究结果表明，包含磁场在数值模拟的波普III恒星形成在很大程度上是不重要的。
2022-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Search for primordial non-Gaussianity in the quasars of SDSS-III BOSS DR9
我们分析了由斯隆数字巡天（SDSS）-III重子振荡光谱巡天（BOSS）观测到的红移2.2 < z < 2.9之间的22，361个类星体的聚类，这些数据包含在第九次数据发布（DR 9）中。用ΛCDM模型拟合聚类结果，计算出类星体样本的线性偏差b=3.74 \pm 0.12。偏差的测量值与White等人（2012）的发现一致，他们分析了几乎相同的类星体样本，尽管只是在s<40 Mpc/h的范围内。在大尺度上，我们观察到聚类关联函数中的过量或平台。通过拟合一个模型，该模型在由局部类型的原始非高斯性引入的偏差中引入了尺度依赖的附加项，我们计算出在95%置信水平下与高斯初始条件的偏差的幅度为70<f_NL< 190。根据Ross et al.（2011）、Ho et al.（2012）和Ross et al.（2011，2012 b）的方法对系统学样本进行校正，两种方法测量的fNL值一致。最后，我们使用跨红移切片的互相关来测试校正后的样本是否存在任何剩余的未知系统学来源，但结果没有显示任何此类进一步的错误。我们认为，在使用Ross等人的权重方法校正样本后，在95%置信度下，46<f_NL< 158是局部类型的非高斯性的最终结果。（2011，2012 b）。这些结果是一致的，从其他LSS调查的非高斯性与以前的严格限制，但在紧张与CMB的最新结果。
2014-04-01 astro-ph.CO
On the relative CNO underabundance in quasar absorption systems at $z \sim 3$ arising from Population III enrichment and attenuation by intermediate-mass black holes and primordial baryon accretion
National Institute for Space Research (INPE), Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）
本文通过改进的半解析模型研究红移3-6的类星体吸收系统中C、N、O的丰度异常，通过更新恒星形成率和引入中间质量黑洞来缓解CNO过量问题。
2026-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Primordial Black Holes and the First Stars
本文通过N体和流体动力学模拟研究原初黑洞对第三族恒星形成的影响，发现大质量原初黑洞加速结构形成、小质量原初黑洞抑制恒星形成，并据此给出对原初黑洞质量函数和暗物质贡献的新约束。
2025-07-05 astro-ph.CO
Effects of Varying the Three-Body Molecular Hydrogen Formation Rate in Primordial Star Formation
通过三体反应将原子氢转化为分子氢是原始无金属晕崩溃的关键阶段，宇宙中第一代恒星（第三星族恒星）形成于此。然而，在已发表的文献中，该反应的速率系数是不确定的近一个数量级。我们报告的结果，自适应网格细化（AMR）和平滑粒子流体动力学（SPH）模拟的崩溃的无金属晕作为该速率系数的值的函数。对于每种模拟方法，我们模拟了一个单一的光环三次，使用三个不同的值的速率系数。我们发现，虽然晕实现之间的变化可能大于所造成的三体速率系数正在使用，吸积物理到人口III原恒星以及长期稳定的磁盘和任何潜在的碎片可能强烈依赖于这个速率系数。
2010-11-08 astro-ph.CO
The Atomic-to-Molecular Transition in Galaxies. III. A New Method for Determining the Molecular Content of Primordial and Dusty Clouds
了解星系的分子组成是恒星形成和星系演化的关键问题。在这里，我们提出了一种新的方法，基于Stromplane型分析，计算量的HI，包围分子云照射的各向同性辐射场。我们考虑了平面云和球形云，以及H_2在气相中或由尘埃颗粒催化的形成。在假定从原子气体到分子气体的跃迁是尖锐的情况下，我们的方法给出了不涉及光解离截面的解。我们测试我们的结果对PDR代码的平面的情况下，并找到典型的精度约为10%。我们的结果也与本系列论文I中的标度关系一致，但它们适用于更广泛的物理条件。我们提出了简单，准确的分析适合我们的结果，是适合比较的观测和实施的数值和半解析模型。
2009-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extreme Primordial Star Formation Enabled by High Redshift Quasars
高红移类星体会发射大量的X射线光子，这些光子会将星系际介质加热到$\sim$ 10 $^6$ K。在如此高的温度下，原始气体将不会形成恒星，直到它组装成质量高达$\sim$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$的暗物质晕，此时热气体在重力的影响下坍缩并冷却。一旦发生这种情况，就会有一个巨大的原始气体库，恒星可以从中形成，这可能为早期宇宙中最明亮的星族III星暴奠定基础。支持这种情况，最近的观测类星体在z $\sim$ 6揭示了缺乏伴随莱曼$α$发射星系，与原始恒星形成的抑制与质量低于$\sim$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$晕一致。在这里，我们模拟了原始气体的化学和热演化，因为它坍缩成这样一个巨大的晕辐射附近的类星体在运行到一个巨大的波普III星暴。我们发现，在$\sim$ 100千秒差距的最高红移类星体发现的类星体宿主星系中产生的莱曼-维尔纳通量可能是高到足以刺激形成一个直接坍缩黑洞（DCBH）。用NIRCam仪器对单个已知的高Z类星体进行单点观测，可能是用詹姆斯·韦伯太空望远镜寻找Pop III星和DCBH的一个有希望的策略。
2019-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on anisotropic primordial non-Gaussianity from intrinsic alignments of SDSS-III BOSS galaxies
本文利用SDSS-III BOSS星系数据，首次测量星系密度与内禀取向场的三维交叉功率谱，联合约束各向同性和各向异性原初非高斯性参数，未发现显著信号，但提高了形状偏差参数精度。
2023-02-06 astro-ph.CO
Self-consistent Semi-analytic Modeling of Feedback During Primordial Star Formation and Reionization
我们提出了一个新的半解析模型的第一批恒星的形成。我们的方法需要暗物质晕合并树（包括3维空间信息）从宇宙学N体模拟作为输入，并应用解析处方计算人口III（流行III）和金属富集的恒星形成历史。我们已经开发了一种新的方法来准确地计算影响Pop III恒星形成的主要反馈过程：H $_2$从莱曼-沃纳（LW）辐射的光解离，抑制恒星形成由于不均匀的再电离，和通过超新星风的金属富集。我们的方法利用基于网格的方法，依靠快速傅立叶变换（FFT），以快速跟踪整个模拟框中的三维LW强度，电离分数和金属丰度。我们提出了广泛的天体物理模型参数的模拟从$z\approx 30-6$。最初的远程LW反馈和本地金属富集和再电离反馈占主导地位。然而，对于$z \lesssim 15$，我们发现Pop III型恒星的恒星形成率密度（SFRD）受到外部金属富集（来自一个晕的金属污染其他原始晕）和不均匀再电离的影响。我们发现这些过程的相互作用对于$z \lesssim 10$的Pop III SFRD尤其重要。再电离反馈延迟恒星形成足够长的时间，使金属气泡到达光晕，否则就会形成Pop III恒星。与单独的LW反馈相比，包括这些效应可以导致在$z=6$下Pop III SFRD的数量级以上的降低。
2020-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Early Evolution of Primordial Pair-Instability Supernovae
第一次宇宙爆炸的观测特征及其在第二代恒星上的化学印记都关键地取决于爆炸的最早阶段恒星内重元素的混合情况。我们提出了新的自适应网格加密代码CASTRO的人口III对不稳定超新星的早期演化的数值模拟。与15 - 40 Msun核心坍缩的原始超新星形成鲜明对比，我们发现大多数150 - 250 Msun对不稳定超新星在从恒星表面爆发后的时间内没有混合。这可能是确定原始超新星前身质量的关键，因为剧烈的混合会导致重金属（如铁和镍）的发射线在核心坍缩超新星的光变曲线中比在对不稳定爆炸中出现得更快。我们的研究结果还意味着，与低质量Pop III超新星不同，其集体金属产量可以直接与极贫金属恒星的化学丰度进行比较，需要进一步详细的数值模拟来确定超大质量Pop III恒星对其直系后代的核合成印记。
2010-10-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Finding the First Cosmic Explosions II: Core-Collapse Supernovae
了解Pop III星的性质是阐明原始星系的性质、早期IGM的化学富集和再电离以及超大质量黑洞起源的前提。虽然原始的IMF仍然未知，但最近的数值模拟和恒星考古学的证据表明，一些Pop III恒星的质量可能比以前认为的要低，除了50 - 500 \Ms之外，还有15 - 50 \Ms。JWST、WFIRST或TMT对Pop III超新星的探测可以首次直接探测原始IMF。我们目前的数值模拟15 - 40 \Ms流行III核心崩溃SNe完成的洛斯阿拉莫斯辐射流体动力学代码。我们发现，在z ~ 10 - 15的最早期星系中，它们将是可见的，追踪它们的恒星形成率，并在某些情况下揭示它们在天空中的位置。由于Pop III和太阳-金属丰度核心坍缩SNe的中心引擎非常相似，未来通过下一代近红外仪器对任何II型超新星的探测通常将限于这一时期。
2013-03-08 astro-ph.CO
In-depth analysis of the clustering of dark matter particles around primordial black holes. Part III: CMB constraints
Laboratoire Univers et Particules de Montpellier (LUPM), Université de Montpellier & CNRS（蒙彼利埃宇宙与粒子实验室（LUPM），蒙彼利埃大学及法国国家科学研究中心）；Université Grenoble Alpes, USMB, CNRS, LAPTh（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，萨瓦省上勃艮第大学，法国国家科学研究中心，理论物理与天体物理实验室）
本文基于CMB数据对原初黑洞与热产生的自湮灭粒子共存的混合暗物质场景进行分析，推导出观测限制，探讨PBH质量对热粒子暗物质参数空间的影响。
2026-04-20 astro-ph.CO hep-ph
CMB anisotropies in the presence of a stochastic magnetic field
在物质辐射相等之前就存在的原始磁场对宇宙微波背景的各向异性有影响。在磁化绝热初始条件下，用规范不变形式计算了标量微扰引起的CMB各向异性。并计算了线性物质的功率谱。数值解由定性分析补充。
2011-01-14 astro-ph.CO
The chemical signature of surviving Population III stars in the Milky Way
星族III恒星形成的宇宙学模拟表明，原始的初始质量函数可能已经扩展到太阳质量以下。如果质量小于0.8 M_Sun的Pop III恒星确实形成了，那么它们应该仍然存在于今天的银河系中，要么是主序星，要么是红巨星。然而，尽管进行了广泛的搜索，还没有发现任何原始恒星。长期以来，人们认识到，原始恒星最初的无金属性质可能被掩盖，因为从星际介质（ISM）吸积了富含金属的物质。在这里，我们指出，虽然气体吸积从ISM可能很容易发生，吸积的灰尘从ISM可以防止由于压力的辐射从低质量的恒星。这意味着一个可能的独特的化学签名的恒星污染，只有通过吸积，即增强气相元素相对于那些在尘埃阶段。使用流行III恒星模型，我们概述了这种签名可以展出的条件下，我们从本地ISM吸积的情况下，得到预期的签名。有趣的是，由于相对于碳和其他元素而言，铁的大部分耗尽为尘埃，这种特征与许多所谓的碳增强贫金属（CEMP）恒星中观察到的特征相似。因此，我们认为，所观察到的CEMP星的一部分，事实上，可能是吸积污染的Pop III星。
2015-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Screening corrections to Electron Capture Rates and resulting constraints on Primordial Magnetic Fields
我们探讨屏蔽效应所产生的相对论磁化等离子体与大爆炸核合成（BBN）的应用。具体地，由于它们的小磁矩，电子和正电子的能量可以通过朗道量子化容易地量子化。屏蔽电势取决于等离子体中带电粒子的热力学，它被磁场改变。我们专注于屏蔽对电子捕获相互作用的影响。考虑到修正BBN所产生的均匀原生磁场（PMF），我们约束的时代，在该PMF产生的BBN和它的强度。考虑到这种筛选校正的电子捕获率和使用最新的原始元素丰度的观测，我们还讨论了解决的问题的可能性低估的氘丰度。我们发现，对于某些值的PMF强度预测D和$^4$他丰度都与观测的限制。
2020-04-09 astro-ph.CO physics.plasm-ph
Revisiting The First Galaxies: The epoch of Population III stars
我们调查的过渡，从原始的人口III（Pop III）恒星形成正常的Pop II恒星形成的第一个星系使用新的宇宙流体动力学模拟。我们发现，虽然第一批恒星的种子与金属的宿主星系，他们不能维持显着的外流，以丰富星系际介质，即使假设头重脚轻的初始质量函数。这意味着Pop III恒星的形成可能会在宇宙的不同非富集区域持续到z~6，然后最终被宇宙再电离关闭。在单个星系中，Pop II恒星的金属生产和恒星反馈在20-200百万年内超过Pop III恒星，这取决于星系质量。
2013-08-09 astro-ph.CO
Anomaly-driven inverse cascade and inhomogeneities in a magnetized chiral plasma in the early Universe
通过利用一个简单的模型，捕捉反常的麦克斯韦方程组的关键特征，我们研究的手征等离子体中的磁场的演化的不均匀性的作用。我们发现，手征不对称性本身的不均匀性并不能阻止异常驱动的逆级联，并且在均匀的情况下，磁螺旋度从较短波长的磁场螺旋模式转移到较长波长的螺旋模式。然而，我们也发现，演变似乎是敏感的扩散的影响。在扩散可以忽略不计的情况下，逆级联与均匀情况相比大大减慢。在原始等离子体的情况下，虽然，我们发现，扩散是实质性的，有效地抑制手性不对称不均匀性。因此，逆级联实际上以与手性均匀模型相同的方式进行。
2016-10-04 astro-ph.CO hep-ph
The Clustering of Galaxies in SDSS-III DR9 Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Constraints on Primordial Non-Gaussianity
我们分析了斯隆数字巡天（SDSS）-III重子振荡光谱巡天（BOSS）观测到的264，283个星系的密度场，并包含在SDSS数据发布9（DR 9）中。总的来说，SDSS DR 9 BOSS数据包括了超过40万个星系的光谱红移，这些星系分布在超过3,000 deg^2的足迹上。我们测量了这些星系的红移为0.43 < z < 0.7的功率谱，以限制原始密度场中的局部非高斯性f_NL，局部的量，特别注意系统不确定性的影响。BOSS星系密度场系统地受到局部恒星密度的影响，这影响了精确测量f_NL，local的能力。在没有任何校正的情况下，我们发现（错误地）f_NL，local大于零的概率P（f_NL，local >0）为99.5%。在量化和校正系统偏差并包括增加的不确定性之后，我们发现-45 < f_NL，局部< 195，置信度为95%，P（f_NL，局部>0）= 91.0%。一种更保守的方法假设我们只知道系统偏差的k依赖性，并允许系统校正的任何幅度;我们发现系统效应与f_NL，局部效应不完全退化，我们确定-82 < f_NL，局部< 178（95%置信度）和P（f_NL，局部>0）= 68%。这一分析表明，会计的影响银河前景的f_NL，本地测量的重要性。我们概述了这些系统性偏差和不确定性的方法。我们希望我们的方法产生强大的约束f_NL，本地为我们自己和未来的大型结构调查。
2012-11-08 astro-ph.CO
The Birth of a Galaxy: Primordial Metal Enrichment and Stellar Populations
根据定义，第三星族恒星是不含金属的，它们的原恒星坍缩是由气相中的氢分子冷却驱动的，导致大的特征质量。当恒星形成气体达到10^{-6} - 10^{-3.5} Z_ \odot的临界金属丰度时，特征质量较低的星族II星形成。我们提出了一个自适应网格细化辐射流体动力学模拟，从人口III到II恒星形成的过渡。最大空间分辨率为1秒差距，可以很好地分辨单个分子云，并详细研究它们的恒星关联。我们用自适应射线追踪来模拟恒星辐射反馈。一个头重脚轻的初始质量函数的第III族恒星被认为是一个合理的分布对不稳定的超新星和相关的金属富集。我们发现，在质量大于10^7太阳质量的并合历史丰富的晕中，气体部分从5%恢复到接近宇宙部分。一颗对不稳定超新星足以使主晕的金属丰度达到10^{-3} Z_ \odot，并过渡到星族II恒星的形成。这提供了一个自然的解释所观察到的地板阻尼莱曼α（DLA）系统的金属丰度在文献中报道，这是这个顺序。我们发现，恒星金属丰度不一定跟踪恒星的年龄，合并的晕与既定的恒星星族可以创建叠加的t-Z演化轨迹。当星暴发生后，当晕可以通过原子线冷却而有效地冷却时，就会产生双峰金属丰度分布。
2011-11-30 astro-ph.CO
The First Billion Years project - III: The impact of stellar radiation on the coevolution of Populations II and III
随着第三星族超新星（SNe）的第一次金属富集，第一颗金属富集的Pop II恒星的形成成为可能。反过来，Pop III恒星的形成和早期的金属富集被Pop II恒星发出的高能辐射减缓。因此，通过它们产生的SNe和辐射，第二和第三种群在早期宇宙中共同进化，一个受另一个的调节。我们进行了大尺度（4 Mpc）^[3]的高分辨率宇宙学模拟，在模拟中我们自洽地模拟了早期金属富集和恒星辐射对Pop III恒星形成所需的冷却剂（H2和HD）的破坏。我们发现，分子离解恒星辐射产生的本地和宇宙学距离的减少波普III恒星形成率在z > 10的数量级相比，在这种辐射不包括在内的情况下。然而，我们发现LW反馈的效果是提高Pop II星形成的量。我们将此归因于在模拟LW反馈时，SNe从暗物质晕中吹出气体的速率降低，这导致了更大的富含金属的恒星形成的储层。即使考虑到金属富集、分子离解辐射以及z < 10时再电离对低质量星系形成的强烈抑制，我们发现Pop III恒星的形成速率仍为10^-5 M太阳年^-1 Mpc^-3，直到z ~ 6。这表明，在未来的调查中可能发现的大多数原始对不稳定SNe将在z < 10处发现。我们还发现，从Pop II恒星发出的分子解离辐射可能会以足够高的速率破坏H2分子，以抑制气体冷却，并允许形成超大质量的原始恒星，这些恒星坍缩形成约10万个太阳质量的黑洞。
2012-06-25 astro-ph.CO
The Formation Rates of Population III Stars and Chemical Enrichment of Halos during the Reionization Era
宇宙中的第一颗恒星是由原始的原始气体云形成的，这些气体云通过分子或原子（莱曼-阿尔法）氢线辐射冷却到几百开氏度。一旦辐射和/或化学（金属富集）反馈标志着向第二星族恒星的过渡，这种恒星形成的原始模式最终会被淬灭。在本文中，我们提出了一个基于Press-Schechter模型的第三星族恒星的形成率模型，并结合了气体冷却和辐射反馈的分析方法。我们的模型还包括一种新的治疗金属污染的基础上，由于前一集的人口III恒星形成的祖晕自富集。有了这个模型，我们得到的恒星形成历史的第三族恒星，他们的贡献，宇宙的再电离和过渡的时间，从第三族恒星形成的小晕，在更大质量的晕，原子氢冷却也是可能的。我们考虑一个网格的模型，突出不同的自由参数的值，如恒星形成和反馈效率的影响。最关键的因素是假设只有一颗第三星族恒星形成于晕中。在这种情况下，不含金属的恒星只占宇宙重新形成所需光子总数的一小部分。此外，无金属恒星的形成主要位于微晕中，化学富集晕在宇宙生命的早期，在红移z~25处成为恒星形成的主要场所。如果允许多颗无金属恒星从一个光环中形成，那么第三星族恒星的形成就会全面增加，从而对再电离辐射预算做出重大贡献。
2009-01-06 astro-ph.CO
The origin, evolution and signatures of primordial magnetic fields
到目前为止，宇宙在所有尺度上都是磁化的。在最大的尺度上，星系和星系团的磁场在微高斯水平上，在高达10千秒差距的尺度上是相干的。最近的观测证据表明，即使是空洞中的星系际介质也可能存在弱的$\sim 10^{-16}$高斯磁场，在Mpc尺度上是相干的。一个有趣的可能性是，这些观测到的磁场是早期宇宙的遗迹，尽管后来被坍缩物体中的发电机放大和维持。本文综述了原始磁场的起源、演化和特征。在对膨胀宇宙中的磁流体动力学做了一个简短的总结之后，我们转向膨胀和其他相变过程中的磁场产生。我们跟踪的线性和非线性演化所产生的原始领域通过辐射时代，包括粘性效应。讨论了原始磁场在宇宙微波背景上的灵敏观测特征，包括普朗克的电流约束。复合后，原始磁场可以强烈影响结构的形成，特别是在矮星系尺度上。由此产生的签名上的再电离，红移21厘米线，弱透镜和莱曼- $α$森林的概述。来自无线电和$γ$射线天文学的限制进行了总结。天体物理电池和发电机在重塑原始领域的作用进行了简要的审议。评论结束时，一些最后的想法原始磁场。
2016-04-24 astro-ph.CO gr-qc
Population III.1 and III.2 gamma-Ray Bursts: Constraints on the event rate for future radio and X-ray surveys
我们计算的理论事件率的伽马射线暴（GRB）的大质量的第一代（人口III;流行III）恒星的崩溃。Pop III伽玛暴可能是超高能的，各向同性能量高达$E_{\rm iso} \gtrsim 10^{55-57}$尔格，为高红移宇宙提供了独特的探测。我们考虑了所谓的Pop III.1恒星（原始）和Pop III.2恒星（原始但受其他恒星辐射影响）。我们采用半分析的方法，认为不均匀的氢再电离和化学演化的星系际介质。我们表明，流行III.2 GRB发生超过100倍的频率比流行III.1 GRB，因此应该是未来的GRB任务的合适的目标。有趣的是，我们的乐观模型预测的事件率已经受到当前无线电瞬态搜索的限制。我们预计天空中的$\sim10-10^4$无线电余辉高于$\sim$ 0.3 mJy，具有$\sim 1$年变率，并且大多数没有伽玛暴（孤儿），这是可以通过ALMA，EVLA，LOFAR和SKA检测到的，同时我们预计每年在$z>6$对Pop III.2进行积分时观察到$N < 20$伽玛暴的最大值，每年在$z>10$对Pop III.1进行积分时观察到$N < 0.08$的最大值，和$N < 0.2$，用于每年在$z > 6$与\textit{Swift}上集成的Pop III.2伽玛暴。
2011-08-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Collisions in Primordial Star Clusters: Formation Pathway for intermediate mass black holes
碰撞被认为可能在现今星团中大质量恒星的形成中发挥作用，并且可能与第一个星团中大质量恒星和中等质量黑洞的形成有关。在早期宇宙中，第一个星团特别密集，因为碎片通常只发生在密度超过$10^9$ cm $^{-3}$的情况下，原恒星的半径由于更大的吸积率而增加，这表明恒星碰撞可能更相关。我们在这里提出了一个详细的参数研究，以评估碰撞的数量以及最大质量的物体的质量增长如何取决于集群的属性，我们用三个有效的参数来表征时间演化，即大多数碰撞发生的时间，碰撞期间的持续时间，以及获得碰撞总数所需的归一化。我们将我们的研究结果应用于典型的人口III（流行。III）约$1000$ M $_\odot$的集群，发现一个适度的增强质量最大的恒星的几个因素可以预期。对于更大规模的Pop.III星系团，正如第一个原子冷却晕中所预期的那样，我们预计会有一个更显著的增强，增强因子为$15-32$。因此，我们得出结论，在大规模的Pop.III星系团的碰撞可能是相关的，形成第一个中等质量的黑洞。
2018-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A possible signature of primordial stellar populations in $z=3$ Lyman $α$ emitters
斯巴鲁望远镜的观测已经从位于$z=3.1$的一些莱曼$α$发射体（LAEs）中探测到了令人惊讶的强莱曼连续谱（LyC; $\sim900$在静止坐标系中的散射）。我们已经研究了恒星的人口，同时占的强度的LyC和非电离紫外线的LAEs的光谱斜率。结果发现，金属丰度为$Z\geq1/50 Z_\odot$的恒星星族只能用头重脚轻的初始质量函数（IMF; $< m > \sim 50 M_\odot$）来解释观测到的LyC强度。然而，这样的IMF的临界金属丰度预计要低得多。一个非常年轻的（$\sim1$ Myr）和大质量的（$\sim100$ $M_\odot$）极贫金属（$Z\leq5\times10^{-4}Z_\odot$）或无金属（所谓的星族III）恒星群体也可以重现观测到的LyC强度，如果这种“原始”恒星群体的质量分数是LAE总恒星质量的$\sim1$ %。
2012-06-20 astro-ph.CO
Constraining small-scale primordial magnetic fields from the abundance of primordial black holes
本研究重新审视了通过原初黑洞丰度限制小尺度原初磁场振幅的方法，发现磁场在增加密度扰动的同时也会提高黑洞形成的密度对比阈值，据此确立了共动磁场振幅的上限。
2024-11-12 astro-ph.CO gr-qc
Polarization bispectrum for measuring primordial magnetic fields
本文研究了宇宙微波背景辐射（CMB）的极化双谱对原初磁场（PMF）的约束作用。我们计算所有可能的双谱之间的温度和偏振各向异性来源的PMFs，并表明，它们是弱相关的著名的本地型和二级ISW透镜双谱。从Fisher分析中发现，由于E模式双谱，在宇宙方差有限的实验中，磁化双谱的振幅的预期不确定性与单独的温度自双谱的分析相比提高了80%。在$\mathit{Planck}$或提出的PRISM实验情况下，我们将能够测量强度为2.6或2.2 nG的PMF。由于张量模式依赖性，PMF还产生涉及B模式偏振的双谱。我们还发现，B模式双谱可以更大幅度地降低不确定性，因此可以在类似PRISM的实验中测量到相当于或小于1 nG的PMF。
2013-11-06 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Forward cascade of large-scale primordial magnetic fields during structure formation
本研究针对宇宙大尺度原初磁场在结构形成中的演化问题，采用半解析方法结合引力坍缩简单模型，研究正向级联效应，证实模型可复现磁化宇宙学模拟中磁场能谱演化的一般定性特征。
2025-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Magnetic fields during primordial star formation
最近的FERMI观测提供了星系际介质（IGM）磁场强度的下限为10^{-15} G。这与基于比尔曼电池效应的理论预期一致，比尔曼电池效应预测这样的IGM场已经在红移z~10处。在引力坍缩过程中，这种磁场会因压缩和湍流而放大，从而产生小尺度的发电机。在低于金斯长度的尺度上，涡流周转时间尺度比自由落体时间尺度短得多，因此在崩溃期间可以达到饱和。这种情况已经过测试，并证实了磁流体动力学模拟崩溃的湍流，弱磁化云。基于光谱分析，我们确认，湍流注入的牛仔尺度。对于功率谱的磁场，我们得到的Kazantsev斜率，这是特征的小规模发电机。双极扩散和欧姆耗散的临界长度尺度的计算表明，这些尺度总是足够小，以允许显着放大的磁场的小尺度涡流。我们讨论了原恒星吸积盘的潜在影响，特别关注的磁旋转不稳定性，这可能会改变磁盘的形态和减少吸积率的几个因素。
2011-02-17 astro-ph.CO
Can Population III stars be major origins of both merging binary black holes and extremely metal poor stars?
第三星族星、第一恒星或无金属恒星是由原始气体组成的。我们已经研究了它们是否可以成为合并双黑洞（BH）和极贫金属恒星的主要来源。EMP星的丰度模式有助于追溯Pop III星的性质。我们已经证实了以前的论点，观测到的BH合并率需要Pop III恒星形成效率比理论预测值大10倍，而宇宙再电离历史仍然允许这样高的Pop III恒星形成效率。另一方面，我们新发现EMP星的元素丰度模式只允许最小质量为$\sim 15 - 27$ $M_\odot$的Pop III初始质量函数。换句话说，最小质量必须不能偏离临界质量太大，低于临界质量的Pop III星会留下中子星，高于临界质量的BHs星会留下BHs。Pop III星可能仍然是合并二进制BH的主要来源，但我们的研究已经减少了允许的参数空间的假设下，EMP星形成的原始气体混合Pop III超新星喷出物。
2022-02-01 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Mutual Interaction Between Population III Stars and Self-Annihilating Dark Matter
我们利用宇宙学方法模拟高红移微晕，研究了暗物质湮灭（DMA）对原初气体坍缩的影响。我们数值研究气体的演化，因为它组装在第三人口恒星盘。我们发现，当DMA效应被忽略，磁盘经历了多个碎片事件开始在第一个原恒星出现后的~ 500年。另一方面，DMA加热和电离的气体速度的初始崩溃的气体的原恒星的密度，也影响了稳定性的发展磁盘对碎片，取决于DM分布。我们比较的演变时，我们模型的DM密度与分析DM配置文件，它仍然集中峰值，当我们模拟DM配置文件使用N-体粒子（“活”DM晕）。当利用分析DM配置文件，DMA抑制磁盘碎片约3500年后，第一个原恒星的形式，与早期的工作。然而，当使用一个“活”DM晕，中央DM密度峰逐渐变平，由于DM和旋转的气体盘之间的相互作用，减少DMA对气体的影响，并使质量~ 1 M_sol的次级原恒星在900年内形成。这些模拟表明，DMA在抑制气体坍缩和随后的碎片化方面是无效的，因此不太可能形成长寿的暗星。然而，DMA效应可能仍然是显着的早期崩溃和盘形成阶段的原始气体演化。
2014-04-15 astro-ph.CO
Population III Star Formation During and After the Reionization Epoch
在黑暗时代，星族III恒星的形成从通过分子氢冷却的小晕（~10^6 Msun）转变为通过Ly-alpha冷却的更大质量的晕（~10^8 Msun），因为莱曼-沃纳背景逐渐淬灭了分子氢冷却。最终，原始恒星形成的两种模式都被IGM的化学富集所抑制。我们提出了一个全面的模型，根据人口III恒星形成的模式，是基于分析计算和宇宙学模拟相结合。我们的特点的过渡从无金属恒星形成的第一个人口II集群的平均区域的宇宙和银河系的祖先的属性。最后，我们强调了在未来的深空巡天，如LSST中观测到红移z~6的Ly-alpha冷却晕内第III星族恒星爆炸的可能性。
2010-06-23 astro-ph.CO
Fragmentation induced starvation in Population III star formation: a resolution study
星族III的初始质量函数（IMF）目前还不清楚，但最近的研究认为原始气体的碎裂比最初建议的每个晕的奇异星更广泛。在这项研究中，我们引入汇粒子合并到Arepo，进行第一次分辨率研究原始恒星形成模拟和目前的第一个人口III模拟运行到10- 6 g cm-3的密度数百年后形成的汇粒子。形成的汇的总数随着汇粒子产生密度的增加而增加，而没有实现数值收敛。汇的总质量保持不变的最大分辨率，是安全的估计使用低分辨率的研究。这导致IMF随着分辨率的增加而向较低质量转移。更多的汇导致最大质量的汇增加碎片诱导饥饿，产生较低的吸积率，质量和每秒发射的电离光子。缺乏收敛的密度2个数量级以上的所有相关的化学反应表明，汇的数量将继续增长，增加分辨率，直到H2完全离解和崩溃成为几乎绝热在10- 4克cm-3。这些结果意味着，许多第三星族的研究利用汇粒子产生的IMF高估了原始恒星的质量，低估了恒星形成的数量。在最高分辨率的运行中，能够存活到今天的质量下沉的射血分数为0.21。
2021-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Angular momentum loss of primordial gas in Lyman-alpha radiation field
我们目前的结果上施加的辐射阻力的各向同性和均匀的背景Lya光子的中性气体云内的HII区域周围的人口III恒星的不同质量的轨道。多普勒频移导致在云的方向上移动的光子和与其相反的光子之间的频率差，导致云在运动方向上的净动量损失。我们发现，在z=20、质量为120 Msun的第III星族恒星附近（r <~ 3 kpc），v_θ <~ 20 km/s的气体的角动量在~ 10^6年内损失了一半。辐射阻力是云速度的强函数，在v ~ 20 km/s处达到峰值，反映了光子截面的频率依赖性。速度大于100 km/s的云在10^8年的时间尺度上会释放角动量。在较低的红移下，辐射阻力变得无效，因为HII区的Lya光子密度降低了（1+z）^[3]倍，即使对于低速云，在大于10^8年的时间尺度上也会损失角动量。我们的结果表明，在z > 10和v ~ 20 km/s时，气体云存在辐射阻力损失角动量的最佳点。与作用在典型气体云上的动力摩擦力相比，辐射阻力是影响轨道的主要效应。我们认为这种效应可以抑制第一星系中扩展气体盘的形成，并有助于星系中心和中心黑洞附近的气体吸积。
2014-03-12 astro-ph.CO
Primordial regular black holes as all the dark matter. III. Covariant canonical quantum gravity models
University of Trento（特伦托大学）；Trento Institute for Fundamental Physics and Applications (TIFPA)-INFN（基础物理与应用特伦托研究所（TIFPA）-意大利国家核物理研究所）
本文探讨了原初规则黑洞作为暗物质的理论模型，通过量子引力修正模型，发现其高温特性影响蒸发谱，从而缩小了暗物质构成的可能质量窗口。
2025-11-19 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Effect of primordial non-Gaussianities on the far-UV luminosity function of high-redshift galaxies: implications for cosmic reionization
了解星系际介质（IGM）如何在z > 6时被再电离是当前高红移天文学的重大挑战之一。它需要对第一个天体物理物体（Pop III恒星、第一个星系）的坍缩及其与IGM的相互作用进行建模，同时将当前的观测设施推向极限。过去几年的观测和理论进展导致了一个相干图像的出现，其中氢电离光子的预算主要是由低质量的恒星形成星系，几乎没有来自Pop III恒星和类星体的贡献。因此，宇宙的再电离历史严重依赖于高红移的低质量星系的数密度。在这项工作中，我们将探讨如何在初始密度波动的统计特性的变化影响早期星系的形成。继Habouzit等人（2014）之后，我们运行了5个具有高斯和（尺度依赖）非高斯初始条件的N体模拟，所有这些都与普朗克约束一致。利用一个星系形成模型和一个粒子数合成程序，计算了远紫外星系在红移7 < z < 15时的光度函数，最小值为M_UV = -14。我们发现，具有强原始非高斯性的模型在< Mpc尺度上显示出远紫外光度函数在低质量星系中显着增强。我们采用了一个从最先进的流体动力学模拟校准的再电离模型，并表明这种非高斯性在宇宙再电离历史和电子汤姆逊散射光学深度τ_E上留下了清晰的印记。虽然目前的不确定性在物理的再电离和确定的τ_E仍然占主导地位的签名的非高斯性，我们的研究结果表明，τ_E最终可以用来约束初始密度波动的统计特性。
2014-10-28 astro-ph.CO
Revisiting primordial magnetic fields through 21-cm physics: Bounds and forecasts
本研究通过统一分析框架整合磁加热与恒星形成增强效应，利用EDGES信号约束原初磁场强度至$10^{-2}$nG量级，并预测SKA-Low能以高精度约束磁场参数与过量射电背景。
2025-01-24 astro-ph.CO
Simulations of early structure formation: Properties of halos that host primordial star formation
本研究通过ΛCDM宇宙大尺度模拟，结合RAMSES流体代码与KROME化学求解器，探究承载原初恒星形成的暗晕的性质，得到了暗晕承载冷致密气体云的质量与H₂质量分数阈值，并发现HD丰度与暗晕温度、自旋参数的关联。
2024-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining high-redshift stellar-mass primordial black holes with next-generation ground-based gravitational-wave detectors
恒星质量窗中可能存在的原始黑洞已经引起了相当大的关注，因为它们的合并可能有助于当前和未来的引力波探测。原始黑洞合并，以及起源于第III族恒星的黑洞合并，预计将在高红移（$z\gtrsim 10$）占主导地位。然而，原始黑洞的合并率密度将随红移单调上升，而第III族的合并只能在第一颗恒星诞生后才能发生。新一代的引力波探测器如宇宙探测器（CE）和爱因斯坦望远镜（ET）可以利用这一特征，直接测量两种粒子的丰度，从而对原始黑洞的丰度进行严格的限制。我们模拟了CE-ET检测器网络观察到的四个月的数据，并进行分层贝叶斯分析，以恢复合并率密度。我们发现，如果宇宙中没有质量为$\mathcal{O}(10M_{\odot})$的原始黑洞，那么它们的丰度$f_{\rm PBH}$作为暗物质能量密度的一部分的预计上限可能低至$f_{\rm PBH}\sim \mathcal{O}({10^{-5}})$，比这个质量范围内的当前上限低两个数量级。如果换成$f_{\rm PBH}\gtrsim 10^{-4}$，未来的引力波观测将在95%可信区间排除$f_{\rm PBH}=0$。
2022-04-25 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
From Primordial Stars to Early Galaxies: A Semi-Analytic Model Calibrated with Aeos and Renaissance
University of Toledo（托莱多大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Georg-August Universität Göttingen（哥廷根大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Georgia Institute of Technology（佐治亚理工学院）
本文扩展了追踪 Population III 恒星及其后代形成的半解析模型，利用 Aeos 和 Renaissance 流体动力学模拟进行校准，调整了临界质量阈值，并准确预测了早期宇宙恒星形成。
2025-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the effects of rotation during the formation of population III protostars
有人认为湍流运动是第三星族恒星形成过程中角动量传输的原因，但这个过程的确切细节从未被研究过。本文报道了三维自引力旋转原始分子云的SPH模拟结果，其中固体旋转的初速度已经改变。我们还研究了在这些理想化计算中形成的圆盘的建立。
2012-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pole inflation and primordial black holes formation in Starobinsky-like supergravity
我们通过在超势中加入一个全纯函数来扩展超引力中Starobinsky暴胀的Cecotti-Kallosh模型，以便在标量（曲率）扰动的功率谱中产生一个大的峰值。在我们的方法中，奇异非正则动力学项在很大程度上导致了暴胀（作为吸引子解），而超势则被设计用于产生原始黑洞。我们研究了（i）线性全纯函数，（ii）二次全纯函数和（iii）指数全纯函数的情况，讨论了暴胀和原初黑洞产生对这些函数的参数和初始条件的依赖性，并用我们的超势验证了暴胀的可行性.我们发现，一个有效的生产原始黑洞符合CMB测量是唯一可能的第二（ii）种情况。我们计算了产生的原始黑洞的质量，发现它们低于霍金（黑洞）蒸发极限，因此它们不可能是我们宇宙中当前暗物质的一部分。
2023-02-03 astro-ph.CO hep-th
Primordial flares, flux tubes, MHD waves in the early universe and genesis of cosmic gamma ray bursts
本文指出，伽马射线暴的能量来源类似于触发太阳和恒星瞬态活动现象的能量来源，如耀斑、通量管中的等离子体加速流以及磁流体波的能量耗散和粒子加速。我们从现象学上详细研究了下列可能触发伽马射线暴的能量源：（i）宇宙原始耀斑，可能是星系间或星系团区域内类似太阳耀斑的现象，（ii）可能由原始磁通量的对流坍缩形成的原始磁通量管（iii）起源于银河系或星系团的大尺度磁场扰动产生的MHD波的非线性相互作用和耗散。我们详细研究了上述每一种现象，并考虑到这些过程是否是伽马射线暴的能量来源。考虑到观测结果和宇宙环境中普遍存在的物理条件的相似性，以下研究表明，最有可能产生伽马射线暴的一种有希望的能源可能是原始耀斑。
2009-09-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
Lyman-Werner UV Escape Fractions from Primordial Halos
第三星族恒星可以通过几种方式调节原始宇宙中的恒星形成。它们可以将附近的晕圈包围起来，即使它们的电离光子被自己的晕圈困住，它们的莱曼-沃纳（LW）光子仍然可以逃逸并摧毁其他晕圈中的H $_2$，阻止它们冷却并形成恒星。因此，LW逃逸分数是早期再电离和恒星形成的宇宙学模拟中的一个关键参数，但尚未被参数化为现实的晕晕或恒星质量。为此，我们进行了辐射流体动力学模拟的LW紫外逃逸9- 120 M $_{\odot}$ Pop III星在$10^5$ $10^7$ M $_{\odot}$晕与ZEUS-MP。我们发现，光子在LW线（即那些负责破坏H $_{2}$在附近的系统）的逃逸分数范围从0%到85%。在我们的样本中，没有LW光子逃离最大质量的晕，即使是来自最大质量的恒星。在11.18- 13.6 eV能量范围内的其他地方，光子的逃逸分数通常要高得多，除了最大质量晕中质量最小的恒星外，所有恒星的逃逸分数都在60%以上，这些光子可以在宇宙学距离上红移到LW线。我们发现，屏蔽H $_2$的中性氢，这已被忽视，迄今为止，产生逃逸分数是一个因素的三个小于H $_2$自屏蔽单独预测。
2015-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of the Primordial Stellar Initial Mass Function on the 21-cm Signal
第一代恒星（Pop III）的性质，如它们的初始质量函数（IMF），受到观测的约束很差，并且在模拟之间尚未收敛。中性氢的宇宙学21厘米信号被预测对这些恒星产生的莱曼带光子敏感，从而提供了一种独特的方式来探测第一个恒星星族。在本文中，我们调查的影响，Pop III IMF的宇宙黎明21厘米信号通过Wouthuysen场效应，莱曼-沃纳反馈，Ly-alpha加热，和CMB加热。我们计算不同IMF的恒星形成晕的发射光谱，通过整合个人的无金属恒星光谱，计算从一组恒星演化的历史和恒星大气，并考虑到光谱的变化与恒星年龄。因此，通过这项研究，我们放宽了两个常见的假设：零年龄的主序发射率的Pop III星是其一生的平均发射率的代表，和Pop III排放可以被视为瞬时。探索底部重，顶部重，和中间IMF，我们表明，在21厘米的信号的变化是由轻于20个太阳质量的恒星驱动。对于探索的模型，我们发现在宇宙黎明全球21厘米信号的最大相对差异为59%，功率谱之间的131%。虽然这种影响是适度的，但对第一批恒星及其演变的精确建模对于准确预测和解释21厘米信号是必要的。
2022-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Conditions for HD Cooling in the First Galaxies Revisited: Interplay between Far-Ultraviolet and Cosmic Ray Feedback in Population III Star Formation
HD主导着原始云的冷却和增强的电离，例如结构形成中的冲击加热云或超新星遗迹，Pop III星的遗迹HII区域，以及宇宙射线（CR）照射的云。在那里，温度下降到几十K，特征恒星质量下降到$\sim 10\ {\rm M}_{\odot}$，与第一颗由未受干扰的原始云形成的恒星（$\sim 100\ {\rm M}_{\odot}$）形成对比。然而，在没有CR照射的情况下，即使是弱的远紫外线（FUV）照射也会抑制HD的形成/冷却。在这里，我们研究条件HD冷却原始云，包括FUV和CR反馈。坍缩开始时，激波压缩气体随密度的增加而冷却，而HII区残余气体密度不变而冷却。此外，冲击往往发生在比HII区域更密集的环境中。由于更高的柱密度和更有效的屏蔽，在激波压缩气体中HD冷却的临界FUV强度比在遗留的HII区高$\sim 10$倍。因此，在激波压缩气体中，临界FUV强度超过了我们考虑的大部分红移（$6 \lesssim z \lesssim 15$）的背景水平，而在残留的HII区域，HD冷却变得有效后，CR强度增加到足够的$z \lesssim 10$。我们的研究结果表明，质量较小的（$\sim 10\ {\rm M}_{\odot}$）Pop III星可能比以前认为的更常见，可能是Pop III星的主要群体。
2014-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching for the first stars with the Gaia mission
我们构建了一个理论模型来预测的孤儿余辉（OA）的数量从伽马射线暴（GRBs）触发的原始无金属（Pop III）预计将观察到的盖亚任务的恒星。特别是，我们认为受其他恒星辐射影响的原始无金属恒星（Pop III.2）是一个可能的目标。我们使用一个半分析的方法，包括所有相关的反馈效应，以构建宇宙恒星形成的历史和它的连接与累计伽玛暴的数量。OA事件使用蒙特卡罗方法生成，盖亚的扫描定律进行了现实的模拟，以获得观测概率的期望。我们发现，盖亚可以观察到高达2.28 $\pm$ 0.88离轴余辉和2.78 $\pm$ 1.41轴在五年的名义任务。这意味着盖亚（$\sim 10%$）观测到的余辉中，有一个不可忽略的百分比可能是波普III星的祖先。
2012-09-04 astro-ph.CO astro-ph.IM
Imprints of primordial magnetic fields in gravitational collapse during early structure formation
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Ilia State University（伊利亚国立大学）；Universit\'a di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文台）；Georgian National Astrophysical Observatory（格鲁吉亚国家天文台）
通过高分辨率数值模拟研究等温自引力磁化气体云在引力坍缩过程中原初磁场的统计演化，发现小尺度发电机在足够高雷诺数下主导磁场演化，其放大与引力压缩的竞争决定原初印记的留存。
2026-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Inflation without an Inflaton III: non-Gaussian signatures
Scuola Superiore Meridionale（南方高等学院）；INFN, Sezione di Napoli（意大利国家核物理研究所那不勒斯分部）；Cairo University（开罗大学）；ICC, University of Barcelona（巴塞罗那大学天文研究中心）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究学院）；Dipartimento di Fisica e Astronomia Galileo Galilei, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文学系）；INFN, Sezione di Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Gran Sasso Science Institute（格兰萨索科学研究所）；Università di Pisa（比萨大学）
研究无 inflaton 框架下原初非高斯性，通过引力波生成标量扰动，计算标量 bispectrum 并发现其依赖于紫外截止，非高斯性在 CMB 尺度上极小。
2026-03-16 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Searching for Primordial Magnetic Fields with CMB B-modes
原始宇宙被磁化了？这个问题的答案将有助于解释在星系中观测到的微高斯强度磁场的起源。它对于发展早期宇宙的完整理论也具有根本的重要性。虽然宇宙磁场可能有其他的特征，但宇宙微波背景（CMB）中的特征将证明它们的原始起源。在这方面，CMB的B模式极化特别有前途，因为B模式的其他来源相对较少，并且因为由原始磁场（PMF）产生的涡旋模式在高达丝绸长度的一小部分的扩散阻尼中幸存下来。目前，普朗克温度谱和偏振谱结合南极望远镜（SPT）测量的B模谱，限制保偏光纤强度不超过$\sim 1$纳高斯（nG）。由于CMB各向异性谱与PMF强度的四次标度，即使通过阶段III和阶段IV CMB实验对B模式谱进行了显著更好的测量，该界限也不会改变太多。另一方面，如果把这个界限收紧到$1$ nG阈值之下，就可以排除星系场的纯粹原始起源（不需要发电机作用）。考虑法拉第旋转，它将一些E模式转换为B模式，并与场强成线性比例，将有助于实现这一目标。正如我们所证明的，即将进行的实验，如SPT-3G和西蒙斯天文台，将是敏感的$\sim 0.5$ nG强度的领域由于法拉第旋转引起的模式耦合签名。未来的第四阶段地基实验或空间探测器将能够探测$0.1$ nG以下的场，并将探测到$0.2$ nG强度的标度不变PMF，而不需要去透镜或减去银河系旋转测量。
2018-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The first stars: formation, properties, and impact
本文综述了第一代恒星（Pop III）的形成、性质与影响的理论模型及观测约束，指出其易碎裂成团、反馈机制关键、可能形成超大质量黑洞种子，并探讨了直接与间接观测及恒星考古约束其质量分布的方法。
2023-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
