Towards A Universal Analytical Model of Population III Star Formation: A Bridge Between Cosmological Scales and Protostars
Perimeter Institute for Theoretical Physics（perimeter理论物理研究所）；Institut für Theoretische Astrophysik, Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理学中心理论天体物理研究所）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Korea Institute for Advanced Study (KIAS)（韩国高等科学研究院）；Kyoto University（京都大学）；Kanagawa University（神奈川大学）；University of Tokyo（东京大学）；University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
本文提出一个分析模型，连接宇宙辐射背景与亚天文单位原恒星盘碎片化，通过结合不同尺度模型，揭示恒星形成效率受Lyman-Werner通量影响的范围。
2026-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass of first stars
我们进行了一个三维的辐射流体力学模拟研究的第一批恒星的形成，从最初的原始气体云的崩溃到原恒星的形成和增长。模拟的积分，直到0.1百万年后，形成的主要原恒星的原恒星已经解决到主序星。这是第一次尝试模拟第一个恒星形成，以考虑紫外辐射反馈效应的多个原恒星以及三维效应，如破碎的吸积盘。我们发现，到人口III原恒星的质量吸积显着抑制辐射反馈。结果，我们发现在这个特殊的模拟中形成了五颗恒星，并且恒星的最终质量<60 Msun，包括一颗4.4 Msun的恒星。这样一颗恒星的形成暗示了今天存在的质量更低的恒星。
2013-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effects of Accretion Luminosity upon Fragmentation in the Early Universe
将吸积原恒星的光度公式引入到光滑粒子流体动力学模拟中，并应用该方法对宇宙学初始条件下产生的5个原始微晕进行了模拟.我们发现吸积光度延迟了晕内的碎片化，但并不能阻止它。在缓慢形成少量原恒星的晕中，吸积光度可以减少在原恒星开始电离周围环境之前形成的碎片数量。然而，快速形成许多原恒星的晕被动力学过程所控制，吸积光度的影响变得可以忽略不计。一般来说，在晕中发现的碎裂在很大程度上取决于初始条件。吸积光度并不会对原恒星的吸积速率产生实质性的影响，并且远不如动力学相互作用重要，动力学相互作用可以导致有效终止吸积的喷射。我们发现，吸积率到内部区域的磁盘（20 AU）周围的原恒星是高度可变的，相反，目前使用的模型中的人口III恒星的主序前演化的吸积率恒定或平稳下降。
2011-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Luminosity of Population III Star Clusters
我们分析了在早期宇宙中形成的第三星族原星团的光度的时间演化。我们从金斯准则出发，认为原始气体可以坍缩形成一个第一批恒星的星团，这些恒星彼此相对独立地演化（即，引力相互作用可忽略不计）。我们使用2+1D非轴对称数值流体动力学模拟单个原恒星团块的崩溃。每一次坍缩都会产生一个被大质量圆盘包围的原恒星（即，$M_{\rm disk} / M_{*} \gtrsim 0.1$），其演化我们跟踪了进一步的30- 40 kyr。引力不稳定性导致了碎片化，并在圆盘内形成了引力束缚的团块。这些碎片被宿主原恒星吸积，产生了$10^6\,\LSun$量级的吸积和光度爆发。在星团内，我们表明，这样的事件在几个原星团成员的一致性可以提升集群的光度比预期的高5- 10 ${\times}$，和集群花费$\sim15\%$它的恒星形成历史在这些水平。这种增强的发光效果在具有$\simeq$ 10- 20个成员的中等大小的簇中特别有效。在一个这样的例子中，我们确定了一个汇合的爆发事件，提高亮度接近$1000{\times}$大于集群平均亮度，导致$L > 10^8\,\LSun$。这一现象完全是通过引力不稳定性驱动的片段性碎裂和吸积而产生的，而这正是原恒星演化早期阶段的特征。
2015-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Population III Star Formation in an X-ray background: II. Protostellar Discs, Multiplicity and Mass Function of the Stars
盘碎裂在决定原始恒星（Pop III星）的数量、质量和初始质量函数方面起着重要的作用。在这系列的第二篇论文中，我们探索了均匀的FUV H $_2$光离解和X射线辐射背景对Pop~III星形成的影响，使用网格的高分辨率放大模拟。我们发现，在X射线背景下，原恒星盘具有较低的表面密度和较高的Toomre $Q$参数，因此它们更稳定。由于这个原因，X射线照射的盘经历较少的碎裂，并且通常产生二元系统或低多重性系统。相反，弱或无X射线照射的情况产生具有典型的$6 \pm 3$多重性的系统。此外，由于吸积率较低，每个系统中质量最大的原恒星在圆盘受到X射线照射时大约要小两倍。结合这两种效应，碎片的初始质量函数在强X射线背景下变得更加头重脚轻，并通过具有斜率$1.53$和$61$ M $_\odot$的高质量截止的幂律来很好地描述。在没有X射线的情况下，我们发现$0.49$的斜率和$229$ M $_\odot$的截止质量。最后，原恒星在形成后由于外部高角动量气体的吸积而向外迁移，并且在没有X射线照射的情况下，这种迁移更加频繁和显著。
2021-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Opacity limit for supermassive protostars
我们提出了一个超大质量原恒星的演化模型，从他们的形成在$M_\star \simeq 0.1\,\text{M}_\odot$，直到他们的成长为$M_\star \simeq 10^5\,\text{M}_\odot$。为了计算光学厚制度中的对象的初始属性，我们遵循两种方法：基于理想化的热力学考虑，并在一个更详细的单区模型。当不透明度变得重要时，这两种方法都为对象的密度导出相似的$n_{\rm F} \simeq 2 \times 10^{17} \,\text{cm}^{-3}$值，即不透明度限制。生长中的原恒星的后续演化取决于气体在天体上的吸积，在早期阶段可以用质量-半径关系式$R_\star \propto M_\star^{1/3}$描述，当内部光度变得重要时，可以用质量-半径关系式$R_\star \propto M_\star^{1/2}$描述。对于超大质量原恒星，这意味着恒星的半径在演化过程中从$R_\star \simeq 0.65 \,{\rm AU}$增长到$R_\star \simeq 250 \,{\rm AU}$。最后，我们使用这个模型来构建一个亚网格的方法在数值模拟中吸积汇粒子。其中一个主要的成分是一个物理驱动的处方吸积半径和有效温度的增长原恒星嵌入其中，从后者，我们可以得出结论，光电离反馈可以忽略不计，直到非常晚的超大质量物体的组装过程。
2018-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Variable Accretion Rates and Fluffy First Stars
我们结合流体动力学模拟的输出人口III恒星团簇形成与恒星演化模型，并计算演化的原恒星经历可变的质量吸积率，由于在一个巨大的磁盘的相互作用。我们发现，原始的原恒星是扩展的“蓬松”的对象，他们的大部分前主序星的寿命。来自这些天体的吸积光度反馈很高，但如以前的工作所示，对星团的影响很小。原恒星的延伸半径，结合模拟中近距离接触的观察，表明合并将发生在这样的系统中。此外，半径扩大的近距离原恒星双星之间的质量转移可能会导致大质量的紧密双星，这可能是伽马射线暴的祖先。
2012-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolution of Pop III.1 Protostars Powered by Dark Matter Annihilation. II. Dependence on WIMP Properties
该研究通过恒星演化模拟发现，满足密度与俘获效率条件的WIMP湮灭可改变第三星族原恒星演化路径，使其增长至超大质量，为高红移重黑洞种子形成提供可行机制。
2025-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The First Stars: Mass Growth Under Protostellar Feedback
我们进行三维宇宙学模拟，研究无金属，人口III（流行III）的辐射反馈下的恒星的增长。我们从z=100开始模拟，追踪气体和暗物质的演化，直到第一个微晕的形成。然后，我们跟踪微晕内气体的坍缩，直到密度达到n = 10^12 cm^-3，此时我们用一个下沉粒子来代替高密度粒子，以代表成长中的原恒星。我们模拟的原恒星发出的莱曼-沃纳（LW）辐射的影响，并采用射线跟踪计划，以遵循周围的H II区域在未来5000年的增长。我们发现，一个磁盘组装周围的第一个原恒星，辐射反馈将不会阻止磁盘进一步分裂，形成多个流行III星。中性氢的电离和H_2的光解离导致稠密气体被加热到几千开尔文，并且这个温暖的区域以气体声速向外膨胀。一旦这个温暖区域的范围变得与盘的大小相等，盘的质量就会下降，而对原恒星的吸积率就会降低一个数量级。当最大的汇增长到~ 20 M_sol而第二个汇增长到7 M_sol时，我们估计主汇在到达主层序时将接近~ 30 M_sol的渐近值。因此，我们的模拟表明，最有可能的结果是一个巨大的Pop III双星。然而，我们只模拟一个minihalo，和minihalo之间的统计变化可能是巨大的。如果Pop III恒星通常无法成长到超过几十个太阳质量，这将对早期宇宙中的对不稳定超新星的发生以及今天可观测到的最古老恒星中的Pop III化学特征产生重要影响。
2012-02-19 astro-ph.CO
Population III star formation: multiple gas phases prevent the use of an equation of state at high densities
本文评估在第三星族恒星形成模拟中于原恒星形成前用正压EoS替代化学网络，发现EoS快约4000倍且总恒星形成率不变，但会抑制碎裂并高估原恒星质量。
2024-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
Merge or survive: Number of Population III stars per minihalo
通过数值实验研究了第三星族星在质量吸积阶段的形成过程。原始气体的正压关系和人工硬化的状态方程在非常密集的地区（$> 10^{15}~{\rm cm}^{-3}$），使我们能够跟踪PopIII拱星盘的碎片和合并过程的碎片。星盘在引力作用下变得不稳定而碎裂，接着是一个通常在100年内的快速合并过程，这大致相当于环星盘的一个轨道时间。我们还发现，分裂的气体盘周围的多个系统，一个circumbinary磁盘，是罕见的，但是，它是经常在磁盘周围的一个单独的原恒星。我们还进行了模拟与标准的水槽粒子，水槽粒子的数量和总质量是在粗略的协议与刚性状态方程运行。基于这些数值结果的结果，我们用一个简单的唯象方程来模拟碎片数量的演化。我们发现碎片的平均数量大致与$t^{0.3}$成正比，其中$t$是第一颗原恒星形成以来所经过的时间。接下来，我们将这一趋势与一些已发表的数值研究进行了比较，根据系统的无标度性质缩放经过的时间。结果表明，文献中的大多数结果与该关系式吻合得很好。目前的研究结果结合以前的研究文献中暗示，PopIII恒星往往不是作为单一的恒星诞生，而是在多个系统。
2019-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effect of Population III Multiplicity on Dark Star Formation
我们数值研究了暗物质（DM）和第三星族（Pop III）恒星系统之间的相互作用，以探索在这种物理场景中Pop III暗星的可能性。我们进行了宇宙学模拟，初始化在z ~ 100，它遵循气体和DM的演变。我们分析了在z ~ 20处第一个微晕的形成，以及随后气体坍缩到密度为10^12 cm^-3的过程。然后，我们使用这个模拟初始化一组较小规模的“切出”的模拟，我们进一步完善DM的空间分辨率类似的气体。我们测试多个DM密度分布，我们采用的汇粒子的方法来代表吸积恒星形成区域。我们发现，对于一系列DM配置，Pop III星盘系统的运动用于分离原恒星相对于DM密度峰值的位置，使得DM不足以影响原恒星的形成和演化超过~ 5000年。此外，星盘系统会导致中心DM的重力散射到较低的密度，从而随着时间的推移进一步降低DM的影响。因此，对于典型的多重系统，Pop III星的任何DM供电阶段都将非常短暂，DM不会显著延长Pop III星的寿命。
2012-01-16 astro-ph.CO
Constraining the Statistics of Population III Binaries
我们进行宇宙学模拟，以模拟人口III（流行III）恒星系统的生长和演化的范围内的主机minihalo环境。在这10个小晕中，每一个都形成了一个Pop III多重系统，与目前在银河系中观测到的初始质量函数相比，整体质量函数是头重脚轻的。使用一个汇粒子来代表每个成长的原恒星，我们研究的二元特性的多个系统，解决轨道上的尺度小到20 AU。我们发现一个二进制分数~ 36%，半长轴大至3000 AU。轨道周期的分布在小于900年时稍有峰值，而质量比的分布则相对平坦。在10个小晕内形成的所有汇粒子中，约50%在与较大汇的合并中丢失，约50%的剩余汇从其恒星形成盘中喷出。大的双星分数可能对Pop III的演化和核合成以及第一批恒星的最终命运有重要的影响。
2013-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation in the first galaxies - III. Formation, evolution, and characteristics of the first stellar cluster
我们模拟了一个红移z~14的矮星系中低金属丰度（0.01 Zsun）星团的形成。从宇宙学初始条件开始，模拟利用自适应网格细化和下沉粒子来跟踪气体的崩溃和演化，从而解决单个原恒星核心的形成问题。一个时间和位置相关的原恒星辐射场，加热气体的尘埃吸收，计算的原恒星演化轨迹与MESA代码集成。该模拟还包括一个强大的非平衡化学网络，自洽地对待气体热力学和粉尘-气体耦合。该系统在第一个原恒星源形成后演化了18 kyr。在这段时间内，形成了30个代表原恒星核心的下沉粒子，总质量为81 Msun。它们的质量范围从~0.1 Msun到14.4 Msun，中值质量~0.5-1 Msun。大质量的原恒星通过竞争性吸积而成长，而小质量的原恒星则因近距离碰撞和多体抛射而生长受阻。在这里探讨的制度，特征质量尺度是由温度地板设置的宇宙微波背景和有效的尘埃气体耦合的发病。詹姆斯·韦伯太空望远镜或其他下一代红外天文台似乎不太可能探测到富含金属的恒星形成的第一次爆发的宿主星系。相反，通往宇宙恒星形成曙光的最有希望的途径可能在于对银河系附近贫金属的古老恒星星族的仔细研究。与这里模拟的系统相对应的可观测目标是超微弱的矮卫星星系，如牧夫座II，Segue I和II以及Willman I。
2015-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Population III Star Formation in an X-ray background: I. Critical Halo Mass of Formation and Total Mass in Stars
宇宙中形成的第一批发光天体产生FUV和X射线波段的辐射背景，影响第三星族恒星的形成。利用宇宙流体动力学网格的放大模拟，我们探讨了莱曼-华纳（LW）和X射线辐射背景对第三星族恒星形成的临界暗物质晕质量和每个晕的恒星总质量的影响。我们发现LW辐射背景降低了H $_2$分数，延迟了星族III星的形成。另一方面，X射线辐射预期坍缩的红移，并降低了临界晕质量，除非X射线背景太强，气体加热关闭气体坍缩到晕中，并阻止恒星形成。因此，X射线背景可以使形成第三星族恒星的暗物质晕的数量增加约十倍，但每个晕中形成的恒星的总质量减少。这是因为X射线辐射增加了坍缩气体的分子分数，降低了坍缩气体的最低温度（或相当于准流体静力核心的质量），因此减缓了气体在中央原恒星上的吸积。
2021-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Population III Star Formation in Magnetized Primordial Clouds
利用三维理想MHD模拟研究了原始坍缩云的演化和原第III星族星的形成。我们计算了磁化原始云的演化，从星前阶段，直到原人口III恒星形成后的时代，空间分辨秒差距尺度的云和次AU尺度的原恒星。原星族III星的形成过程是由母云的转动能与磁能之比来表征的。当转动能大于磁能时，在原星族III恒星形成和双星或多星系统出现之前，坍缩的原始云发生碎裂。相反，当磁能大于转动能时，大于100 km s^-1的强喷流由围绕原星族III星的星周盘驱动，而没有碎裂。因此，即使在早期宇宙中，磁场在恒星形成过程中也起着重要作用。
2010-05-11 astro-ph.CO
Formation of Massive and Wide First-star Binaries in Radiation Hydrodynamics Simulations
本文通过辐射流体动力学模拟三个宇宙学初始云核，发现Pop III恒星形成质量大于30 M☉、间距大于2000 au的大质量宽双星或多星系统，并揭示其性质与初始云核相关。
2024-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic fields in the formation of the first stars.--II Results
从z=100的宇宙学初始条件出发，模拟了磁场对第III星族星形成的影响，并将结果与文献I的预言进行了比较。我们使用Gadget-2来跟踪系统在磁场较弱时的演化。我们介绍了一种新的方法来治疗运动学领域的跟踪变形张量的演变。在这一阶段的模拟的增长率低于预期的扩散天体物理等离子体，具有非常低的电阻率（高磁普朗特数），我们归因于模拟中的大数值电阻率，对应于磁普朗特数的顺序统一。当磁场开始在z=27的minihalo的核心动态显着，我们将其映射到一个统一的网格，并遵循自适应网格细化，MHD模拟猎户座2的演变。在Orion 2模拟中，场的非线性演化违反了通量冻结，与Xu和Lazarian提出的理论一致。密度约为10 ^10 - 10 ^12 cm^-3时，场接近于动能均分。当在没有磁场的猎户座2中进行同样的计算时，在有磁场的情况下，形成了多颗质量从~ 1到30 Msol的原恒星，在模拟结束时，只有一颗~ 30 Msol的原恒星形成。因此，磁场抑制了低质量Pop III星的形成，产生了头重脚轻的Pop III IMF，并导致了观测到的Pop III星的缺失。
2022-03-03 astro-ph.CO
WIMP DM and first stars: suppression of fragmentation in primordial star formation
我们提出了第一个三维模拟，包括暗物质湮灭反馈的影响，在崩溃的原始迷你晕。我们开始我们的模拟从宇宙学的初始条件和帐户的暗物质湮灭在我们的治疗的化学和热演化的气体。该暗物质是使用响应于峰值气体密度变化的分析密度分布来建模的。我们发现，尽管有额外的能量输入的暗物质的气体可以坍缩到高密度。在我们的模拟中，没有纯粹由暗物质湮灭加热支持的物体形成。然而，我们发现暗物质湮灭加热对第一颗原恒星形成后气体的演化有很大的影响。先前没有暗物质湮灭的模拟发现，第三星族恒星周围的原恒星盘迅速碎裂，形成多个经历合并或喷射的原恒星。然而，当包括暗物质湮灭时，这些圆盘变得稳定到1000 AU或更大的半径。在发生碎片化的情况下，形成的是宽二进制。
2012-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the effects of rotation in primordial star-forming clouds
在原始恒星形成云坍缩过程中气体的演化很大程度上取决于初始的旋转度。然而，对于初始旋转如何影响加热和冷却过程，以及导致第三星族恒星形成期间气体碎裂的温度，还没有明确的理解。我们报告的结果从三个\hbox{-}维，光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的旋转自引力原始气体云的修改版本的Gadget-2代码，其中的初始比率的旋转的引力能量（$β_0$）是变化超过两个数量级。我们发现，尽管缺乏任何初始的湍流和磁场的云，角动量分布导致形成和积累的磁盘碎片成几个团块。我们进一步研究了原恒星的行为，形成理想化的，以及更现实的迷你晕从宇宙学模拟。宇宙学微晕的演化和碎裂行为与人造微晕的演化和碎裂行为相似，特别是在具有相似$β_0$参数的情况下。具有更高自转支持的原恒星在几个尺度上表现出螺旋臂状结构，并且具有较低的吸积速率。这些类型的云倾向于碎片更多，而一些原恒星从星团中逃脱，有可能存活到今天。与缓慢旋转的对应物相比，它们的形成时间也要长得多。我们的结论是，使用适当的初始条件的气体在小晕是一个关键和决定性的量来研究的演化和最终命运的原始恒星。
2015-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pop III Stellar Masses and IMF
我们提供了一个现状报告，我们目前的了解流行III.1和流行III.2恒星的质量尺度。自上次评论（Norman 2008）以来，考虑到云核性质和辐射反馈效应，在原恒星云核坍缩、原恒星形成和吸积以及恒星演化的后期阶段的数值和分析方面都取得了实质性进展。基于此，越来越多的迹象表明，从纯粹的宇宙学初始条件（Pop III.1）形成的原始恒星比在HD冷却很重要的预电离气体（Pop III.2）中形成的恒星质量大得多。这两种类型的Pop III恒星具有不同的化学富集特征，预测不同的恒星终点：前者死亡为对不稳定超新星或中等质量黑洞，而后者死亡为铁核塌缩超新星，留下中子星和恒星黑洞残留物。我们回顾了最近的模拟显示的证据，在高密度的二进制碎片，并评论这些结果的意义。然后，我们总结了一种尝试，直接计算的流行III.1国际货币基金组织考虑到最新的数值和分析模型。最后，我们提出了下一步需要的模拟建议，以继续提高我们对Pop III恒星形成的理解，这是理解高红移星系形成的必要输入。
2010-11-21 astro-ph.CO
The Origin of Supermassive Black Holes from Pop III.1 Seeds
本文评述从Pop III.1种子形成超大质量黑洞的宇宙学模型，阐明暗物质湮灭驱动的增长机制及其对黑洞数密度、分布、并合和观测的预测。
2024-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Trapping of HII regions in Population III star formation
来自大质量第三星族（Pop III）恒星的辐射反馈以电离和光解离光子的形式被广泛认为在关闭这些恒星的吸积方面发挥着核心作用。了解这是否以及如何发生对于预测这些恒星达到的最终质量以及Pop III恒星初始质量函数的形式至关重要。为了帮助我们更好地了解大质量Pop III恒星的紫外线辐射对周围气体的影响，我们进行了高分辨率的模拟这些恒星的形成和早期演化，使用AREPO移动网格代码加上创新的辐射转移模块SPRAI。与大多数以前的结果相反，我们发现，这些恒星的电离辐射被困在密集的吸积盘周围。因此，包括辐射反馈没有显着的影响，无论是数量或总质量的原恒星形成在20 kyr期间，我们模拟。我们表明，我们得到定性不同的结果，从以前的研究波普III恒星反馈的原因在于如何将辐射注入模拟。只有当光子注入的尺度小于吸积盘的局部尺度高度时，才会发生HII区域捕获，这一标准在以前的3D模拟中没有得到满足。最后，我们推测是否外流驱动的磁场或莱曼α辐射压力可能能够清除足够的气体远离恒星，让HII区逃离磁盘。
2022-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Population III star formation in the presence of turbulence, magnetic fields and ionizing radiation feedback
本研究利用FLASH开展首个同时纳入湍流、磁场和电离辐射反馈的第三星族恒星形成RMHD模拟，发现磁场比早期电离反馈更能限制原恒星吸积与最大质量。
2025-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of massive Pop III stars in the presence of turbulence
在z=30时形成的第三星族恒星预示着宇宙黑暗时代的结束。它们被认为是组装在所谓的迷你晕中，维里温度为几千K，塌缩是由分子氢冷却引发的。一个核心问题是它们的最终质量，以及在它们的形成过程中是否发生了碎裂。虽然采用拉格朗日代码的研究表明，通过自引力盘的碎片，最近的高分辨率模拟表明，磁盘的形成受到抑制。在这里，我们报告的第一个高分辨率的大涡模拟与欧拉网格为基础的代码恩佐以下的演变超出形成的第一个高峰，调查吸积的中央大规模的团块和潜在的碎片。对于总共3个晕，我们看到第一个团周围形成了一个圆盘。中心的团块在40年后达到$\sim10$太阳质量，而随后的吸积预计将以每年$10^{-2}$太阳质量的速度进行。在其中一个晕中，由于在更大尺度上进行的碎裂，形成了额外的团块。我们注意到，亚网格尺度的湍流产生相关的贡献的原恒星盘的稳定性。我们的结论是，第一个原恒星可能达到质量高达$\rm 40-100 M_{\odot}$，这是唯一的辐射反馈的影响有限。
2013-06-12 astro-ph.CO
The First Stars
宇宙中形成的第一批恒星-即所谓的第三星族恒星-结束了宇宙学的黑暗时代，并对随后几代恒星的形成和第一批星系的聚集产生了重要影响。了解第一颗第三星族恒星是如何以及何时形成的，以及它们的性质是现代天体物理学研究的一个重要目标。在这篇综述中，我将讨论我们目前对第三星族恒星形成过程中所涉及的物理过程的理解。我展示了我们如何确定第一个暗物质晕的质量尺度，以主持第三星族恒星的形成，并讨论气体如何在这些晕中经历引力坍缩，最终达到原恒星密度。我强调了在这次崩溃中发生的一些最重要的物理过程，并指出了我们目前的理解仍然不完整的领域。最后，我讨论了一些详细的行为后，形成的第一个人口III原恒星的气体。我讨论了传统的图片，其中气体不进行进一步的碎片和最终的恒星质量是由原恒星吸积和原恒星反馈之间的相互作用，也是最近先进的图片中的气体碎片和碎片之间的动态相互作用有重要影响的恒星质量的最终分布。
2012-09-12 astro-ph.CO
Impact of Population III homogeneous stellar evolution on early cosmic reionisation
背景：人口III（流行III）明星可能会快速旋转。快速旋转的一个预期结果是强烈的内部混合，这深刻影响了它们在赫兹-罗素图中的进化轨迹，从而影响了它们的电离能力。目标：我们调查的电离功率的波普III星内部混合的极端情况下，导致化学均匀的演变（CHE）的影响。在这种情况下，在主序星阶段，恒星从中心到表面保持相同的化学成分。均匀恒星比非均匀演化的恒星具有更高的有效温度和光度，因此是更强的电离源。方法：恒星演化模型基于氢质量分数随时间变化的$n=3$多面体。电离模型采用了Shu等人（2002）的自相似香槟流解，以及在红移和晕质量网格上对星团进行随机处理的数值模拟。结果如下：我们发现，含有化学均匀的恒星晕有一个逃逸分数的电离光子约两倍的晕包含经典的流行III星。通过外推的高$z$电离历史供电的Pop III星（在$z\gtrsim 15$）的后再电离时代，我们推导出汤姆逊散射光学深度$τ$，这是比较测量值由$\textit{Planck}$。我们发现，$τ$是过度生产的$\sim1.5- 5σ$，当所有的流行III恒星均匀演化。这表明CHE不太可能在大多数Pop III恒星中实现，尽管目前的研究不能排除其中一小部分经历CHE。结论：快速旋转可能对Pop III恒星的电离预算产生重大影响，从而对早期宇宙再电离产生重大影响。
2022-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The First Stars: A Low-Mass Formation Mode
我们进行数值模拟的人口III恒星系统的光离解反馈下的增长。我们从z = 100处的宇宙学初始条件开始，自洽地遵循z = 15处的迷你晕的形成以及随后其中心气体塌缩到高密度。模拟的尺度小至~ 1 AU，对应的气体密度为10^16 cm^-3。使用下沉粒子来代表不断增长的原恒星，我们进化了未来5000年的恒星系统。我们发现，这个新兴的恒星群吸积在一个异常低的速度相比，形成在较早的时间（z = 20 - 30），或具有较低的重子角动量的迷你晕。在这个不寻常的系统中，恒星在主序星寿命结束时可能会达到< 1 M_sun到5 M_sun的质量，使它们处于恒星将经历渐近巨星分支（AGB）阶段的质量范围内。基于模拟，我们预测了罕见的存在的第三族恒星已经存活到今天，并已丰富的质量溢出从以前的AGB同伴。
2014-03-08 astro-ph.CO
WIMP Dark Matter and the First Stars: a critical overview
如果暗物质（DM）是由弱相互作用的大质量粒子组成的，它在最早的恒星形成事件中的晕中的湮灭可能会强烈影响第一代恒星（星族III）。而DM湮灭在气体坍缩的早期阶段并没有显着影响云的性质，形成一个流体静力学对象（原恒星）和它的演变向主序列可能会延迟。这个过程涉及DM通过引力拖曳集中在晕的中心，并且尚未就这是否可以将第三星族的初始质量推到更高的质量达成共识。DM也可以通过在致密物体中的重子上的散射被捕获，在主序列上或非常接近主序列。这种机制可以影响已形成的恒星，并在原则上延长它们的寿命。这两种机制的强度取决于几个环境条件和DM参数;在参数空间中的这种传播导致人口中的可观测量非常不同的情况。在这里，我总结了最先进的建模和观测期望，最终强调了最关键的假设和不确定性的来源。
2011-03-22 astro-ph.CO hep-ph
