The MaGICC Baryon Cycle: The Enrichment History of Simulated Disc Galaxies
使用来自MaGICC项目的宇宙学星系形成模拟，跨越恒星质量的三个数量级（~10^7- 3x 10 ^{10} Msun），我们追踪了从维里半径到它参与恒星形成过程的下落气体的重子循环。一个重点放在时间的历史上的化学富集过程中，通过电晕和CGM。我们推导出气体穿过维里半径和被吸积到恒星形成区域之间的时间分布（这允许在日冕内混合），以及气体被吸积到恒星形成区域然后形成恒星之间的时间（这允许在圆盘内混合）。大量的恒星是由气体形成的，这些气体在第一次吸积到恒星形成区后，通过热晕循环回来。进入高质量星系的气体在进入中心祖星系维里半径之前在低质量原星系中预先富集，即使在高红移（z~5）下，也只有少量的原始气体被吸积。在进入维里半径后，在气体吸积到恒星形成区之前，会发生显著的进一步富集，供给恒星形成区的气体在z=0时超过0.1Z。因此，与本身通过星系喷泉富集的晕气体混合，对于确定气体吸积到盘上的金属丰度至关重要。相比之下，最低质量的模拟（Mvir~ 2 × 10 ^{10}Msun，M*~ 10^7 Msun）则始终通过维里半径将原始气体吸积到圆盘上。很像经典的分析解决方案的“G-矮星问题”，生产过剩的低金属量的恒星是改善了低效率的恒星形成。最后，气体流出/金属去除率从恒星形成区作为星系质量的函数。
2016-01-25 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
Chemical Enrichment in the Carbon-enhanced Damped Lyman $α$ System
我们表明，最近观察到的元素丰度图案的富碳贫金属阻尼莱曼$α$（DLA）系统是在极好的协议与核合成产额的微弱核心坍缩的原始恒星。所观察到的丰度模式与对不稳定超新星的核合成产率不一致。DLA的丰度模式与富碳极贫金属（EMP）星的丰度模式非常相似，来自低质量星和/或双星效应的贡献在DLA中应该非常小。这表明第一个星系中第一颗恒星的化学富集是由来自$\sim 20-50 M_\odot$恒星的核心坍缩超新星驱动的，也支持超新星作为银河系EMP星富集源的假设。
2011-02-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
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
Pre-galactic metal enrichment - The chemical signatures of the first stars
第一个红移为z ~ 10-30的光源的出现标志着宇宙从简单的初始状态过渡到越来越复杂的状态。我们回顾了最近的进展，在我们的理解的第一个恒星和星系的形成，从宇宙学的初始条件，原始气体冷却，以及随后的崩溃和分裂。我们强调的重要开放的问题，原始气体是如何丰富的重化学元素后，第一次超新星。最后，我们讨论的化学丰度模式如何令人信服地使我们能够探测第一代恒星和随后的恒星世代的性质，并使我们能够测试早期金属富集的模型。
2012-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas distribution, metal enrichment, and baryon fraction in Gaussian and non-Gaussian universes
我们通过（大尺度）N体/流体动力学模拟研究了具有和不具有原始非高斯性的宇宙中重子的宇宙学演化，包括气体冷却、恒星形成、恒星演化、第III族和第II族的化学富集以及反馈效应。我们发现，大fnl值的非高斯性可以改变气体的概率分布函数，金属污染的历史，晕重子，气体和恒星的分数，主要是在早期。更准确地说：（i）非高斯性导致原始气体、结构和恒星形成的早期演化;（ii）金属富集开始得更早（相对于高斯情景）在具有较大fnl的非高斯模型中;（iii）晕内的气体分数不受不同fnl值的显著影响，偏差为~1-10%;（iv）恒星分数在早期对非高斯性非常敏感，在很高的z时差异达到~10倍，在低z时迅速收敛;（v）低红移时的趋势与fnl无关：它们主要是由正在进行的重子演化和反馈机制引起的，这些机制决定了星系群/星系团的重子分数与宇宙值之间约25%-30%的差异;（vi）非高斯性对团簇X射线发射或SZ效应的影响预计不会很大，并由反馈机制主导，而21厘米发射的一些影响，可以预期在早期的时间;（vii）为了解决在宇宙结构的比赛，高红移（z~10）的调查是必要的：第一恒星，星系，类星体，伽玛暴可能是潜在的宇宙学探测器的非高斯性。
2011-12-12 astro-ph.CO gr-qc
Perspectives on Intracluster Enrichment and the Stellar Initial Mass Function in Elliptical Galaxies
形成于星系团势阱中的恒星必然是导致在团内介质（ICM）中测得的高浓度的原因;然而，这一真理与以下的简单假设之间的矛盾日益加剧：在星系团星系中进行光学研究的一般较老群体中的恒星是在相同的时代从相同的形成地点出现的。我们构建了一个唯象的团簇富集模型来证明ICM元素丰度被低估了一个因子>2的标准假设的恒星星族-一个差异，我们称之为“团簇元素丰度悖论”。最近的证据表明，一个椭圆星系IMF倾斜到低质量加深了悖论。我们量化的恒星形成效率和初始质量函数（IMF），SNIa生产效率，需要解决这个问题，同时与观察到的ICM丰度模式相一致的调整。如果在超新星起源质量范围内有较大比例的恒星形成于底部轻或顶部重的初始质量函数（IMF），而后者与观测到的ICM丰度比存在一定冲突，那么金属富集的必要增强原则上可能源于观测到的恒星星族。其他的替代方案，意味着对IMF，质量返回和残余分数，以及原始分数进行更适度的修改，增加了3-8个太阳质量的恒星爆炸为SNIa的比例，或者假设有比传统认为更多的恒星-尽管后者意味着高的恒星形成效率。我们讨论了这些不同的解决方案的可行性和宇宙中的恒星形成的多样性，椭圆星系形成的过程中，这种“隐藏”的ICM金属富集源的起源的影响。
2013-05-28 astro-ph.CO
The Observational Signatures of Primordial Pair-Instability Supernovae
质量在140 - 260太阳质量之间的第三星族大质量恒星以对不稳定超新星（PISNe）的形式结束了它们的生命，这是宇宙中最具能量的热核爆炸。这些爆炸的探测可以首次直接限制原始IMF，这是第一个星系形成，早期宇宙学再电离和原始IGM化学富集的关键。我们目前的Pop III PISN的光变曲线和光谱的辐射流体动力学计算进行的ESPRIT代码。我们发现，最初的辐射脉冲，由于冲击爆发从表面的恒星，虽然被莱曼α森林衰减，将仍然可见的JWST在z ~ 10 - 15，并可能到z ~ 20强引力透镜。我们还研究了金属混合在爆炸的早期阶段之前，从表面的恒星与CASTRO AMR代码，并发现激烈的混合原始核心崩溃爆炸，但很少在PISNe。这意味着确定第一次宇宙爆炸的起源质量的关键是冲击波爆发后的早期光谱学，多维混合对精确的低质量Pop III SNe光变曲线和光谱至关重要。
2010-09-14 astro-ph.CO
The Supernova that Destroyed a Protogalaxy: Prompt Chemical Enrichment and Supermassive Black Hole Growth
第一个原始星系在z ~ 15时由吸积和合并形成，并主要负责宇宙学的再电离和早期宇宙的化学富集。但是，这些星系中的一些可能是在强烈的莱曼-沃纳紫外线通量的存在下形成的，这种紫外线通量使它们没有H_2，从而阻止它们在组装之前形成恒星或将重元素排入IGM。在质量为10^8 M，维里温度为10^4 K时，这些晕开始通过原子线迅速冷却，可能形成了10^4 ~ 10^6 M的波普III型恒星，后来，形成了超大质量黑洞的种子。我们已经模拟了爆炸的超大质量的Pop III星的致密核心的线冷却原星系的ZEUS-MP代码。我们发现超新星（SN）膨胀到半径约为1千秒差距，短暂地吞没了整个星系，但随后又坍缩回暗物质的势阱中。后退将原星系的内部与金属完全混合，点燃了一场猛烈的星暴，并为其中心的一个巨大黑洞的快速增长提供了燃料。星暴将使原星系中的恒星数量更多，金属丰度也更高，而不是附近演化缓慢的晕。SN残余物成为一个强同步加速器源，可以用eVLA和eMERLIN观察到，并且具有独特的特征，可以很容易地将其与能量较低的SN残余物区分开来。这样的爆炸，以及随之而来的恒星爆发，很可能标志着天空中超大质量黑洞的诞生。
2013-07-09 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
How the First Stars Regulated Star Formation. II. Enrichment by Nearby Supernovae
来自第三星族（Pop III）超新星的金属导致了早期宇宙中质量较小的Pop II恒星的形成，改变了原始星系的演化过程和宇宙学的再电离。第一颗超新星的重元素被第二代恒星吸收的情况有很多种，但宇宙学模拟只在最大尺度上模拟它们。我们提出了小规模的，高分辨率的模拟化学富集的原始晕附近的超新星部分蒸发后的祖星。我们发现，从爆炸喷出物碰撞和混合激烈的烧蚀流赶走晕的恒星，创造密集，丰富的团块能够崩溃成流行II星。金属可能与部分暴露的晕核心混合效率较低，因此它可能形成Pop III或Pop II恒星。因此，如果喷出物没有从晕中剥离出所有的气体，那么波普II和III星都可能在碰撞后形成。爆炸前晕的部分蒸发对超新星后来的富集至关重要。
2017-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation for Predictive Primordial Galaxy Formation
暴胀宇宙学和宇宙学扰动理论的优雅之处在于第一批恒星和星系的形成，它们是启动宇宙再电离现象丰富过程的最初光源。在这里，我们回顾了目前对早期恒星形成的理解，强调未解决的问题和技术挑战。我们从大爆炸后形成的第一代恒星开始，追踪它们如何影响随后的恒星形成。化学富集的开始与恒星形成系统整体物理复杂性的急剧增加相吻合。从头计算处理刚刚进入预测领域，并与这个古老时代遗迹的当地观测建立联系。
2015-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Witnessing the birth of a supermassive protostar
$\rm z>6$类星体的探测揭示了少数$\rm 10^9~M_{\odot}$类星体中超大质量黑洞的存在。解释它们在婴儿宇宙中形成的潜在途径之一是所谓的直接坍缩模型，该模型提供了大量的$\rm 10^5-10^6~M_{\odot}$种子。一个等温的直接崩溃的任务，晕应该是一个原始的组成和形成的分子氢仍然抑制在一个强大的莱曼维尔纳通量的存在。在这项研究中，我们进行高分辨率的宇宙学模拟两个大规模的原始晕采用详细的化学模型，其中包括$\rm H^-$冷却以及现实的不透明度的束缚自由$\rm H^-$发射和瑞利散射的氢原子。我们能够解决的崩溃到前所未有的高密度的$\rm \sim 10^{-3}~g/cm^3$和规模约$\rm 10^{-4}$ AU。我们的研究结果表明，气体冷却到$\rm \sim $ 5000 K的存在下，$\rm H^-$冷却，并诱导碎片在约8000 AU的规模在两个模拟晕之一，这可能会导致形成一个二进制。此外，碎裂也发生在AU规模的晕之一，但团块预计合并在短时间尺度。我们的研究结果证实，$\rm H^-$冷却并不能阻止超大质量恒星的形成，冷却辐射的捕获在小尺度上稳定了坍缩。
2016-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetic Fields in Primordial Galaxies
磁场在恒星形成和星际介质等众多天体物理过程中起着至关重要的作用。特别是，它们在星系形成和演化中的作用还没有得到很好的理解。利用GIZMO软件对原始星系形成过程中的磁场效应进行了高分辨率的磁流体动力学（MHD）模拟。物理过程，如相关气体物理学（例如，气体冷却和气体化学），恒星形成，恒星和超新星反馈，以及化学富集被认为是在模拟。模拟结果表明，在宇宙结构演化和星系形成过程中，宇宙磁场可以从1 e-13 G放大到几个微高斯。在理想的磁流体动力学背景下，在z>8的原始星系中，磁场能量小于热能和动能，因此磁场对星系的气体动力学和恒星形成几乎没有影响。具体而言，在MHD模拟中考虑微观物理性质，例如金属扩散、热传导和粘度，可以增加磁场强度。值得注意的是，金属扩散通过降低金属丰度来减少气体冷却，从而抑制了原始星系中的恒星形成。因此，由这些原始星系驱动的宇宙再电离可能会延迟。
2021-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on primordial black holes as dark matter candidates from star formation
通过考虑恒星形成过程中暗物质（DM）的绝热收缩，我们估计了恒星诞生时被困在恒星中的DM的数量。如果DM部分由原始黑洞（PBH）组成，它们将与DM的其余部分一起被捕获，并最终被恒星致密残留物-白矮星（WD）或中子星（NS）继承，它们将在短时间内摧毁。因此，对WD和NS的观测对PBH的丰度施加了限制。我们发现，最好的约束来自WD和NS中的球状星团排除DM完全由PBH在质量范围$10^{16}{\rm g} - 3\times 10^{22}{\rm g}$，与最强的约束的分数$Ω_{\rm PBH} /Ω_{\rm DM}\lesssim 10^{-2}$是在PBH质量范围$10^{17}{\rm g} - 10^{18}$ g。
2013-01-21 astro-ph.CO hep-ph
Helium diffusion during formation of the first galaxies
我们研究了扩散对氦和其他原始元素丰度的可能影响，在早期宇宙的第一个结构的形成过程中。我们认为主要的崩溃的扰动和随后的吸积的物质到维里化的晕，限制我们的考虑晕的质量大大高于金斯限制。我们发现，在黑暗时代结束时，在寒冷和接近中性的原始气体中的扩散可以提高第一维里化晕中原始元素相对于氢的丰度：氦的富集可以在第一个恒星形成的小晕$ \sim 10^5-10^6 M_{\odot}$中达到$δY_p/Y_p \sim 10^{-4}$。在宇宙再电离开始时对原始气体进行适度的预热（预热到~ 100 K），可以使$\sim 10^6 M_{\odot}$晕的这种效应增加到$δY_p/Y_p \sim 3\times 10^{-4}$。甚至更强的丰度增强，$δY_p/Y_p$ ~几个$10^{-3}$，可能在更晚的再电离后时期z ~ 2出现在星系原群（$\sim 10^{13} M_{\odot}$）中，这是T ~ 10^6 K的温热星系际介质吸积的结果。这里讨论的扩散引起的丰度变化很小，但可以与已经达到的原始He丰度的宇宙学预测的~ 0.1%精度相媲美。如果直接的氦丰度测量（特别是在矮星系中的低金属丰度HII区域）在未来达到同样的精度水平，它们与BBN预测的比较可能需要考虑这里讨论的影响。
2016-03-11 astro-ph.CO
On the Maximum Mass of Accreting Primordial Supermassive Stars
超大质量原始恒星被认为是z~6类星体的祖先。以前对这类恒星的研究要么无法解决流体动力学时间尺度，要么孤立地考虑恒星，而不是在它们实际形成的极端吸积流中。因此，他们无法自洽地预测坍缩时的最终质量，或由此产生的超大质量黑洞种子的质量，而是与简单的多方模型进行比较。本文利用恒星演化程序KEPLER，系统地研究了吸积速率为0.01-10太阳质量/年的吸积非旋转超大质量恒星的诞生、演化和坍缩过程。我们的方法包括对恒星结构的后牛顿修正和自适应核网络，并可以过渡到超大质量恒星遇到广义相对论不稳定性后的流体动力学演化。我们发现，这种不稳定性触发了质量为150，000 - 330，000太阳质量的恒星坍缩，吸积速率为每年0.1-10个太阳质量，恒星的最终质量与速率大致成比例。恒星的结构，以及它对坍缩的稳定性，对对流的处理和外部吸积包层的热含量很敏感。与其他代码的比较表明，这里的差异可能会导致恒星演化状态随时间变化的小偏差，随着吸积率的增加而恶化。由于广义相对论不稳定性导致这些恒星立即死亡，我们的模型对第一批类星体的质量设定了上限。
2017-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Birth of Binary Direct-Collapse Black Holes
在$z \sim$ 15 - 20的原子冷却晕中，在灾难性的重子坍缩过程中形成的超大质量原始恒星可能是宇宙中第一批类星体的起源。然而，迄今为止，还没有任何模拟以足够高的分辨率或足够长的时间来跟踪这些晕的演变，以确定坍缩是否真的产生了SMS。在这里，我们报告了新的宇宙学模拟重子坍缩在原子冷却晕的时间足够长的SMS形成和死亡的直接坍缩黑洞（DCBH）。我们发现，建立这样的恒星所需的高坍缩率确实会持续到它们生命的尽头，并可能在此后推动它们的黑洞的快速增长。我们的模拟还表明，二进制甚至小倍数的SMS可以形成低自旋和高自旋晕，分别。这一发现提出了令人兴奋的前景，即在未来十年内，用{ \em James Webb太空望远镜}和地面望远镜在近红外探测来自DCBH与LISA合并和潮汐破裂事件的引力波。
2020-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Birth Mass Function of Pop III Stars
第三星族（PopIII）恒星结束了宇宙的黑暗时代，并开始了早期的宇宙再电离和化学富集。然而，尽管它们对早期宇宙的演化很重要，但由于先前数值模拟的局限性和缺乏任何观测约束，它们的性质仍然不确定。在这里，我们调查波普III星形成的五个原始晕的三维辐射流体动力学宇宙学模拟。我们发现，在每个小晕中形成了多颗恒星，并且它们的数量随着时间的推移而增加，其中一个晕中形成了多达23颗恒星。来自恒星的辐射反馈会产生强烈的外流，使周围的原恒星盘变形，并将恒星形成推迟几千年。恒星的形成率随晕的变化而变化，并取决于盘上的质量吸积、晕的自旋数和晕中大质量恒星的比例。在我们的模型中，恒星的质量范围从0.1-37 $\rm M_{\odot}$，在我们的模型中形成的55颗恒星中，有12颗是$\rm > 10~ M_{\odot}$，其他大多数是1-10 $\rm M_{\odot}$。因此，我们的模拟表明，Pop III型恒星的特征质量为1-10 $\rm M_{\odot}$，顶重IMF为dN/dM $\propto M_*^{-1.18}$。高达70%的恒星是通过三体相互作用从它们的盘中弹出的，这与电离紫外线反馈一起限制了它们的最终质量。
2021-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Nucleosynthetic Imprint of 15-40 Solar Mass Primordial Supernovae on Metal-Poor Stars
在恒星演化中加入旋转诱导混合可以改变超新星前恒星的结构和组成。我们调查祖旋转的影响，在人口III和II超新星核合成产量使用新的自适应网格细化（AMR）代码CASTRO。我们研究了Z = 0和太阳金属丰度为10^-4的15、25和40颗太阳质量恒星的球形爆炸，其中有三种爆炸能量和两种旋转速率。Z = 0模型的自转导致了初级氮的产生和更强的氢燃烧壳层，导致所有模型都以红超巨星的形式死亡。另一方面，包含自转的Z=10^-4太阳金属丰度模型以致密的蓝色恒星结束了它们的生命。由于它们的扩展结构，流体动力学比Z = 10^-4模型更有利于无金属恒星的混合和更少的回落。正如预期的那样，较高能量的爆炸比较低能量的爆炸产生更多的浓缩和更少的回落，质量较小的恒星产生更多的浓缩，留下更小的残留物。我们将我们的核合成产额与目前发现的三颗铁元素最贫乏的恒星的化学丰度进行了比较，并再现了其中一颗恒星的丰度模式，即HE 0557-4840，它的金属丰度为零，质量为15太阳质量，为2.4 x 10^51尔格超新星。假设包含15颗太阳质量的恒星，我们对Z=0模型（爆炸能量为2.4x10^51尔格或更小）的产额进行的Salpeter IMF平均积分与在更大的极端贫金属恒星样本中观测到的丰度非常一致。由于极贫金属恒星的丰度模式可能来自祖先的代表性样本，我们的产量表明，低质量超新星为早期宇宙贡献了大部分金属。
2010-02-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Observation of interstellar lithium in the low-metallicity Small Magellanic Cloud
在大爆炸核合成（BBN）的标准理论中产生的轻元素的原始丰度只取决于重子与光子的宇宙比，这是从微波背景辐射的观测中推断出来的。预测的原始7Li丰度是在星系晕星大气中测量的四倍。这种差异可能是由恒星寿命期间表面锂丰度的变化引起的，或者是由影响早期核合成的标准模型之外的物理学引起的。低金属丰度气体的锂丰度为锂的原始丰度和宇宙演化提供了另一种约束，这种约束不容易受到可能影响恒星大气的原位修改的影响。在这里，我们报告的观测星际7Li的低金属丰度气体的小麦哲伦星云，附近的星系与四分之一的太阳的金属丰度。目前小麦哲伦云的7Li丰度几乎等于BBN的预测，严重限制了恒星和宇宙射线核合成可能导致的气体富集量。我们的测量结果可以与标准的BBN相一致，其中恒星Li的金属丰度经过非常精细的调整。它们也与非标准BBN一致。
2012-09-20 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
The imprint of cosmological non-Gaussianities on primordial structure formation
我们通过数值N体/SPH化学模拟研究了原始非高斯性对第一批恒星和星系形成的影响，并研究了超新星反馈在不同fnl宇宙学中的影响。密度分布偏向于更高的值，因此恒星形成和随之而来的反馈过程在高fnl模型中发生得更早，而在低fnl模型中发生得更晚。在高度非高斯的情况下，由于高密度时的偏置较大，机械反馈是导致气体从恒星形成地点较早地震动和疏散的原因。化学反馈转化为高红移金属填充因子，较大的fnl的一些数量级较大，但收敛在一个陀螺仪，人口III和人口II-I恒星制度。有效的富集过程，虽然，导致金属丰度> 0.01 Zsun的红移~9，几乎独立于fnl。非高斯性对高红移暗物质晕形成的影响直接反映在这些晕中气体的性质上，因为具有较大fnl的模型在早期显示出更集中的气体分布。气体行为中的非高斯特征在第一次反馈发生后丢失，并引入显著程度的湍流和混沌运动。
2011-12-12 astro-ph.CO gr-qc
The impact of primordial black holes on the stellar mass function of ultra-faint dwarf galaxies
本文研究原初黑洞暗物质对超暗矮星系恒星质量函数的影响，提出利用已有观测数据约束$10^{19}-10^{21}$克质量范围内原初黑洞暗物质比例的方法。
2024-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The 21-cm BAO signature of enriched low-mass galaxies during cosmic reionization
对第一批恒星形成的研究已经确定，它们是通过分子氢冷却在$\sim 10^5 - 10^6 M_{\odot}$的小晕中形成的。由于来自恒星的低水平紫外线辐射足以分解分子氢，在通常假设的情况下，这种恒星形成的原始模式以红移$z \sim 15$结束，更多质量的晕开始主导恒星的形成。然而，来自第一批恒星的金属富集可能使较小的晕继续形成恒星。在这封信中，我们探讨了在富含金属的低质量晕中恒星形成对来自$z = 6-40$的中性氢红移21厘米信号的可能影响。这些晕显着影响的超音速流的速度，其特征重子声学振荡（BAO）签名。因此，低质量星系的富集可以在很宽的红移范围内在21厘米功率谱中产生强烈的信号，特别是如果小晕中的恒星形成比目前的模拟更有效的话。我们表明，即将到来的射电望远镜可以很容易地区分各种可能的情况。
2016-03-28 astro-ph.CO
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
Probing Pre-galactic Metal Enrichment with High-Redshift Gamma-Ray Bursts
我们探讨高红移伽马射线暴（GRB）作为有前途的工具，探测前银河系金属富集。利用原始矮星系中爆发的Pop III GRB的明亮余辉作为发光背景源，计算了星系际介质（IGM）中第一重元素留下的金属吸收线的强度。为了得到伽玛射线暴吸收线的诊断，我们使用了一个现有的高分辨率模拟的第一个星系的形成，其特征是在一个维里温度>10^4 K的晕中氢原子冷却的开始。我们探索不寻常的环爆环境内的系统，举办流行III星，模拟密度演化与自相似的解决方案的香槟流。对于接近冷却阈值的微晕，环爆流密度大致与（1+z）成正比，其值约为几cm^{-3}。在质量更大的晕中，对应于第一个星系，密度可能更大，n>100 cm^{-3}。由此产生的余辉通量可以分别在近红外和无线电波段用JWST和VLA检测到，直到红移z>20。我们预测，余辉发射的最大值从近红外到毫米波段移动，峰值通量从mJy到Jy在不同的观测时间。伽玛暴具有高亮度和无特征的幂律谱，是探测IGM早期金属富集的理想工具。由第一颗超新星（SN）爆炸产生的第一个星系中的金属可能处于低电离阶段。我们表明，如果余辉可以观察到足够早，分析的金属线可以区分是否产生的第一个重元素的PISN，或核心塌陷（II型）SN，从而约束的初始质量函数的第一个恒星。
2012-10-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Primordial Star Formation under the Influence of Far Ultraviolet Radiation: 1540 Cosmological Halos and the Stellar Mass Distribution
我们进行了大量的早期结构形成的宇宙学模拟，并遵循1540恒星形成的气体云的形成和演化，推导出原始恒星的质量分布。在我们的宇宙学模拟中，恒星形成的特征是两个不同的群体，所谓的第三族1星和在远紫外线（FUV）辐射影响下形成的原始恒星（第三族2D星）。在这项工作中，我们确定恒星质量的恒星形成云的物理性质和/或来自附近的原始恒星的外部光解离强度的依赖关系，这是来自于二维辐射流体动力学模拟的结果的原恒星反馈。Pop III星的特征质量在z ~ 25处是几百个太阳质量，随着红移的减小，它逐渐向更低的质量转移。在高红移z > 20时，大约一半的恒星形成气体云暴露在强烈的FUV辐射下，从而产生大质量的Pop III.2D恒星。然而，当典型的Pop III恒星质量较小，恒星之间的平均物理距离由于宇宙膨胀而变大时，附近Pop III恒星的局部FUV辐射在较低的红移处变得较弱。因此，在z < 20时，很大一部分原始气体云拥有Pop III.1恒星。在z =< 15时，Pop III.1恒星形成于相对较冷的气体云中，这是由于H_2和HD分子有效的辐射冷却;这类恒星的质量为几× 10 Msun。由于恒星演化和最终命运是由恒星质量决定的，所以不同时期形成的Pop III星在早期宇宙中扮演着不同的角色。
2015-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of Supersonic Turbulence in the Primordial Star-forming Cloud
本研究利用GIZMO代码和IllustrisTNG初始条件，通过大幅提升分辨率模拟了原初恒星形成云的形成，发现超音速湍流在坍缩晕中自然产生，促进云碎裂并可能降低第一代恒星的特征质量。
2025-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The escape of ionizing photons from supernova-dominated primordial galaxies
为了评估红移3<z<7的Lyman break星系（LBG）和Lyman α发射体（LAEs）对星系际介质电离的贡献，通过求解三维辐射转移，研究了超新星主导的原始星系电离光子的逃逸率.模型星系来自Mori & Umemura（2006）对原始星系的超高分辨率化学动力学模拟，很好地再现了LAEs和LBG的观测特性。模型星系的总质量为10^{11}M_sun。我们不仅解决了光电离，而且碰撞电离的冲击。此外，根据化学富集作用，我们考虑了尘埃消光效应，并考虑了尘埃的粒径分布。其结果是，我们发现，尘埃消光减少逃逸分数的一个因素1.5-8.5在LAE阶段和一个因素2.5-11在LBG阶段，而碰撞电离的冲击增加逃逸分数的一个因素~ 2。结果逃逸分数在LAE期为0.07-0.47，在LBG期为0.06-0.17。这些结果与最近从LAE和LBG在1500埃到900埃的通量比得出的估计是一致的。结合LAEs和LBG的光度函数，我们发现高z LAEs和LBG可以在z=3-5处取代IGM。然而，来自LAE以及LBG的电离辐射在z>6时不足以覆盖IGM。这意味着在z>6时可能需要额外的电离源。
2009-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bulk Flows and End of the Dark Ages with the SKA
早期宇宙是一个宝贵的探索原始物体的诞生，第一个恒星形成事件和随之产生的光子和重元素。宇宙学线性微扰理论的高阶修正预言了在退耦时刻相干超音速气流运动的形成。这些体流影响气体冷却过程，并决定了整个重子演化的级联效应。通过对不同恒星星族中不同物种的原子分子演化、气体冷却、恒星形成、反馈效应和金属扩散等N体流体动力学化学数值模拟，讨论了这些原始体流在黑暗时代末期的作用以及在第一次Gyr期间的可探测影响。早期的大量流动会抑制分子气体冷却能力，抑制恒星形成，金属扩散和婴儿宇宙中小原始星系的丰度。这可以确定再电离过程和中性氢加热的延迟，使宇宙演化期间可观察到的HI信号变得更加不完整和嘈杂。计划中的SKA任务将代表现有仪器的重大进步，因为它将能够探测z ~ 6-20处的HI 21 cm和z ~ 20-40处的第一个坍缩点的分子线发射的影响。因此，解决原初流运动对早期重子演化的影响和对第一Gyr结构形成的约束将是最佳的。
2015-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryon history and cosmic star formation in non-Gaussian cosmological models: numerical simulations
我们提出了第一个数值，N体，流体动力学，化学模拟的宇宙结构形成的非高斯模型的框架。我们研究了原始非高斯性对早期化学（e，H，H+，H-，He，He+，He++，H2，H2+，D，D+，HD，HeH+），分子和原子气体冷却，恒星形成，金属（C，O，Si，Fe，Mg，S）富集，人口III（popIII）和人口II-I（popII）过渡的影响，以及对“可见”物体的演变。我们发现，非高斯性可以有一些后果重子结构的形成在非常早期的时代，但随后的演变在以后的时间洗了各种模型之间的任何差异。当假定原始非高斯扰动的合理值时，事实证明，它们负责：（一）改变约10%的冷致密气相中的早期分子分数;（二）在原始物体的宇宙演化过程中引起<~ 10%的小温度波动;（iii）影响z>~15时第一次恒星形成事件的开始，以及长达约10^7年的popIII/popII转变的开始; ㈣确定第一个结构形成后气体云和恒星质量分布的变化<~ 10%;（5）只引起宇宙化学史的轻微变化。然而，我们强调，纯粹的非高斯效应可能很难解决，因为它们与其他物理现象（例如原始气体整体流动，未知的原始popIII恒星质量函数等）严格扭曲。对重子的行为有类似或更强的影响。
2011-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA math-ph
