Does the chemothermal instability have any role in the fragmentation of primordial gas
原始气体在密度区域$\sim 10^{8}\hbox{--}10^{10}$ cm $^{-3}$的坍缩是由三体$\rm H_2$形成过程控制的，在三体$\rm H_2$形成过程中，气体可以比自由落体时间$\hbox{--}$更快地冷却，这是一种被认为是化学不稳定性的条件。我们调查如何加热和冷却速率的影响，在原子到分子氢的快速转变。通过详细研究Pop~III坍缩的3D模拟中的加热和冷却平衡，我们跟踪了两个暗物质迷你晕中原生气体的化学和热演化。在修改后的Gadget-2光滑粒子流体动力学代码中包含的下沉粒子使我们能够研究碎片成几个团块的磁盘的长期演变。我们发现，所有的冷却速率之和小于总加热速率后，包括压缩加热（$pdV$）的贡献。在分子分数快速增加期间增加的冷却速率被由于气体收缩而不可避免的加热所抵消。我们的结论是，碎裂的发生是因为$\rm H_2$冷却，加热由于$\rm H_2$形成和压缩加热一起设置在磁盘中的密度和温度结构，有利于碎裂，而不是化学不稳定性。
2015-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Growth of Massive Disk and Early Disk Fragmentation in the Primordial Star Formation
最近的高分辨率模拟表明，在原恒星吸积小于太阳质量之前，原始原恒星周围的圆盘很容易在吸积阶段破裂。为了理解为什么引力不稳定性通常会导致这么早的碎片，我们开发了一个一维（1D）的非稳态模型的拱星盘，考虑到从吸积信封的质量供应。我们还比较了模型的结果进行了三维（3D）的数值模拟与代码采用自适应网格细化。我们的模型表明，自引力盘，通过它的Toomre $Q$参数几乎是恒定的$Q \sim 1$，逐渐蔓延的磁盘是由气体从信封下降。我们进一步发现，到恒星的吸积率是一个数量级小于到磁盘的质量供应率。这种差异使得在早期的演化阶段，圆盘比原恒星更大。大部分下落的气体被用来扩展自引力盘的外部，而不是通过盘向内转移到恒星。我们发现类似的演化也发生在3D模拟中，在第一次碎片发生之前，磁盘的质量是恒星的三倍。我们的一维盘模型很好地解释了模拟中观察到的盘星质量比的演变。我们认为，这样一个巨大的磁盘的形成导致早期磁盘碎片。
2021-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Impact of Fuzzy Dark Matter Dynamics on the Accumulation and Fragmentation of Primordial Gas
Fakultät für Physik, Universität Bielefeld（比勒费尔德大学物理学院）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Universität Heidelberg, Interdisziplinäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学科学计算跨学科中心）
研究通过模拟探索模糊暗物质动力学如何抑制原始气体坍缩，影响恒星形成位置分布及星系形成效率。
2026-04-27 astro-ph.GA
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
Formation of the first star clusters and massive star binaries by fragmentation of filamentary primordial gas clouds
我们进行了一系列包含重子流运动的早期结构形成的宇宙学模拟。我们提出了一种情况下，一个显着拉长的气体云与$\sim\!10^4\,$太阳质量（${\rm M_\odot}$）形成的前银河系（$\sim\!10^7\,{\rm M_\odot}$）暗晕。流入光环的气体压缩并加热了大量的对流云，使其温度达到$\sim\!10,000\,$开尔文。气体云通过原子氢冷却迅速冷却，然后通过分子氢冷却到$\sim\!400\,$开尔文。温度的迅速下降和金斯质量的迅速下降触发了暗条的碎裂，产生了数百个太阳质量的多个气体团。我们估计的原始恒星的质量形成在每个片段通过采用一个分析模型的基础上的一个大的辐射流体动力学模拟的原恒星演化。由此得到的恒星质量在$\sim\!50$ - $120\,{\rm M_\odot}$的范围内。大质量的恒星相互吸引，形成一个紧凑的星团。我们使用混合$N$体模拟遵循星团的动力学。我们表明，大质量的恒星双星是在几百万年内形成的，通过在集群中心的多体相互作用。残余黑洞的最终形成将留下一个巨大的黑洞双星，这可能是强引力波源的祖先，类似于最近由高级激光干涉引力波天文台（LIGO）探测到的。
2018-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of protostellar binaries in primordial minihalos
已知第一批恒星是在原始气体中形成的，要么是$10^6$ ~M $_\odot$左右的迷你晕，要么是所谓的$10^8$ ~M $_\odot$左右的原子冷却晕。模拟表明，引力坍缩和原始气体中的盘形成产生了致密的恒星团。在本文中，我们特别关注原恒星双星系统的形成，并旨在量化其演化的早期阶段的性质。为此，我们结合光滑粒子流体动力学代码GRADSPH与天体化学包KROME。采用GRADSPH-KROME框架研究了高密度区域原始云的坍缩，探讨了碎裂过程和双星系统的形成。我们观察到强烈的依赖性碎裂的湍流马赫数$\mathcal{M}$和旋转支持参数$β$的强度。旋转的云显示出明显的碎片化，并产生了几次流行。III原始双星系统。我们报道了$2.31 \times 10^{-1}$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$和$2.18\times 10^{-4}$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的最大和最小质量吸积率。单个Pop III原双星组分的质谱范围从$0.88$ ~M $_{\odot}$到$31.96$ ~M $_{\odot}$，并且对马赫数$\mathcal{M}$和转动参数$β$有敏感的依赖性。我们还报告了一个范围从$\sim0.01$到$\sim1$的质量比，我们的原二进制系统。
2018-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of metallicity and cooling physics on fragmentation: implications on direct-collapse black hole formation
原始气体云的直接坍缩是超大质量黑洞种子形成的一个有希望的通道。我们进行了一套三维流体动力学模拟的孤立的湍流气体云，调查有利于形成大规模的黑洞种子通过直接崩溃的条件，探测云金属丰度，气体温度地板和冷却物理云碎片的影响。我们发现金属丰度没有阈值，这产生了一个急剧下降的碎片。当分子冷却不存在时，金属性对碎裂的影响很小。当存在分子冷却时，碎片化最多被$\sim 25\%$抑制，在金属丰度低于$2\%$太阳能时看到最大的抑制。气体温度下限$\sim 10^{4}$ K在任何参数选择中产生最大的碎裂下降，使碎裂减少$\sim 60\%$。在金属丰度低于$2\%$太阳能或在温度$\sim 10^{3}$ K，我们看到减少碎片$\sim 20-25 \%$。对于金属丰度$2\%$太阳能以上，温度低于$10^3$ K的云，温度底，金属丰度和冷却物理的详细选择对碎片的影响很小。
2018-03-17 astro-ph.GA
Does disk fragmentation prevent the formation of supermassive stars in protogalaxies?
超大质量恒星;在高红移宇宙（z>7）中，第一个维里温度T_vir>10^4 K的原星系中形成的一个大质量黑洞（T_vir>10^5 Msun）将坍缩为超大质量黑洞（SMBHs）的种子。然而，原始气体的碎裂可能是SMS形成的障碍。我们讨论了一个紧凑的，无金属的，稍微不稳定的核原星系盘的预期性能，以及在磁盘中形成的重力不稳定的团块的命运。在特征半径R_f=few*10^{-2} pc的内部，盘碎裂成质量较大的团块，M_c~30 Msun。团块通过吸积生长，并在约10^4年的时间尺度上迅速向内迁移，这与>10^4年的开尔文-亥姆霍兹时间相当或更短。有些团块可能会演化成零年龄的主序星，并通过辐射反馈停止气体吸积，但大多数团块可以向内迁移，并在形成大质量恒星之前与中央原恒星合并。此外，我们还发现，除非Z> 3*10^{-4} Zsun，否则在富含金属的气体中尘埃诱导的碎裂并不会改变这些结论，因为在此金属丰度以下的团块迁移仍然与原始情况一样迅速。我们的研究结果表明，一个紧凑的，金属-贫磁盘的碎片不能防止形成的SMS。
2014-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Protostellar-disc fragmentation across all metallicities
宇宙金属丰度的演化可能导致了不同时期恒星形成模式的多样性。星周盘的引力碎裂是多恒星系统（包括密近双星）形成的重要通道。我们在这里研究光盘碎片的性质，系统地进行了一套二维辐射流体动力学模拟，在广泛的金属丰度，从原始的太阳值。特别是，我们遵循相对长期的光盘演化超过15千年后，光盘形成，纳入加热的原恒星辐射的影响。我们的研究结果表明，磁盘碎片发生在所有金属丰度$1$ - $0$ $Z_{\odot}$，产生自引力块。团簇的物理性质，如它们的数量和质量分布，由于不同的气体热演化的金属丰度的变化。例如，在$10^{-2}$ -- $10^{-5}$ $Z_{\odot}$的中间金属丰度范围内，团块的数量是最大的，在这种情况下，尘埃冷却只在盘的致密部分有效，并导致螺旋臂的碎裂。$1$ -- $0.1$ $Z_{\odot}$的星盘破碎程度较低，这要归功于恒星辐射对星盘的稳定作用。这种金属丰度的依赖性与观察到的趋势一致，即在$1$ - $10^{-3}$ $Z_{\odot}$范围内，密近双星分数随着金属丰度的降低而增加。
2022-06-07 astro-ph.GA
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
The Burst Mode of Accretion in Primordial Protostars
我们研究的形成和长期演化的原始原恒星盘庇护的第一颗恒星使用数值流体力学模拟薄盘限制。初始条件由具有不同质量、角动量和温度的前恒星核心指定。这使我们能够探测数万年的磁盘的初始演化，在此期间，我们观察到多个片段的碎片导致形成的引力约束气体团块内的螺旋臂。这些碎片在10^3 - 10^4年的时间尺度上由于与旋臂的引力相互作用而向内扭转，并吸积到生长中的原恒星上，引起吸积和光度爆发。爆发现象是由从坍缩的母核落在盘上的物质持续吸积而推动的，这会增加盘因吸积而损失的质量，并引发盘碎片的重复发作。我们表明，爆发现象预计会发生在原始的前星核的初始条件的一个广泛的频谱，并推测如何强烈的光度（~10^7太阳光度）产生的这一机制可能会对磁盘的演化和随后的原恒星的增长有重要的影响。
2013-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supermassive Star Formation in Magnetized Atomic-Cooling Gas Clouds: Enhanced Accretion, Intermittent Fragmentation, and Continuous Mergers
早期宇宙中超大质量黑洞（具有$\gtrsim\!10^9\,M_{\odot}$）的起源（红移$z \sim 7$）仍然知之甚少。大质量原始气体云的引力坍缩是一个有希望的初始过程，但理论研究很难使黑洞增长得足够快。我们专注于恒星形成的磁场效应，发生在一个原子冷却的气体云。利用三维磁流体动力学（MHD）模拟方法，研究了不同初始磁场强度下磁化原子冷却气体云中恒星的形成过程。我们的模拟结果表明，原始的磁性种子场可以迅速放大的早期吸积阶段后的第一个原恒星形成。强磁场有效地从吸积气体中提取角动量，提高吸积速率，导致引力不稳定盘区的高碎裂速率。另一方面，由于磁场的作用，角动量的转移也增强了碎片的聚并速率。几乎所有的碎片都合并成主星，因此大质量恒星的质量增长率由于磁场效应而增加。我们的结论是，磁效应支持超大质量恒星形成的直接坍缩方案。
2021-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Successive Merger of Multiple Massive Black Holes in a Primordial Galaxy
利用高精度的$N$体模拟，我们探索了由恒星和大质量黑洞组成的原始星系中多个大质量黑洞的演化。演化过程采用四阶Hermite格式，其中不仅考虑了MBH的三体相互作用，还考虑了恒星的动力学摩擦。最初，十个质量相等的MBH的$10^7M_\odot$设置在一个宿主星系与$10^{11}M_\odot$。发现在1 Gyr内有4 - 6个MBH连续合并，并发射出引力波辐射。场星的动力学摩擦作用是MBH连续合并的关键过程，它增强了MBH进入星系中心区域时的三体相互作用。最重的MBH总是在银河系中心组成一个近距离双星，由于第三个MBH的角动量转移，它会收缩并最终合并。第三个MBH的角动量转移是由于弹弓机制。我们发现，长期的Kozai机制不工作的二进制合并，如果我们包括相对论近心位移。模拟结果表明，多MBH系统可以通过$N$ -体过程在银河系中心产生更重的MBH。这条合并路径对原初星系中MBH的生长具有重要意义。多个MBH的合并可能是激光干涉仪空间天线（LISA）和脉冲星计时的潜在引力波源。
2011-01-19 astro-ph.GA
The Collapse of Atomically-Cooled Primordial Haloes. I. High Lyman-Werner Backgrounds
本研究通过数值模拟追踪原子冷却原初暗晕的重子坍缩过程至足以形成直接坍缩黑洞的时长，发现吸积盘碎裂普遍存在，多形成双星或多超大质量恒星系统，且原初宇宙中多直接坍缩黑洞形成是普遍现象。
2023-04-13 astro-ph.GA
Three body Simulations of a Primordial Black Hole Encounter with the TOI 2796 System
Institute of Astronomy Russian Academy of Sciences (INASAN)（俄罗斯科学院天体物理研究所）；Omsk State Technical University（鄂木斯克国立技术大学）
通过数值三体模拟原初黑洞与含热木星的TOI 2796系统相遇，得出行星被 eject、形成束缚三体系统、被原初黑洞捕获成双星并逃离恒星三种结果，凸显原初黑洞相遇动力学多样性及对行星系统塑造作用。
2026-07-07 astro-ph.EP 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
Formation of massive black holes in ultra-compact dwarf galaxies: migration of primordial intermediate-mass black holes in N-body simulation
最近对超致密矮星系（UCD）的观测研究发现，在其中心区域存在质量超过${10^6~\rm M_\odot}$的大质量黑洞（MBH）。在这里，我们认为这些MBH可以通过合并的中等质量黑洞（IMBH），质量为${[10^3-10^5]~{\rm M}_{\odot}}$，在矮星系的恒星核，这是UCD的祖先。我们用数值方法研究了这种形成过程的广泛的模型参数，使用N体模拟。这意味着IMBH的增长和反馈在本研究中被忽略。我们发现在大多数矮星模型中，只有大质量的$10^5~\rm M_\odot$的IMBH沉入其宿主矮星（$\approx 10^{10}~\rm M_\odot$）的中心区域，被其恒星核引力捕获在小于1 Gyr的范围内。我们还发现，较轻的IMBH与$[1 - 30] \times 10^3~\rm M_\odot$下沉到中心的低质量矮星（$\approx 10^{9}~\rm M_\odot$）由于更有效的动力学摩擦（DF）。此外，我们表明，IMBHs可以在中心形成双星，很少，在它们到达中心之前，这可能导致IMBHs合并，从而发射出可以被LISA检测到的引力波。最后，我们讨论了在UCD中形成MBH所需的IMBH数目以及恒星核在IMBH双星和合并中的物理作用。
2020-06-03 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
Effects of Hardness of Primordial Binaries on Evolution of Star Clusters
利用N体模拟研究了原始双星硬度对星团整体演化的影响。利用新近开发的程序ESTILLA，我们模拟了11个N=16384的原始双星团，每个团的结合能在1-300kT_0范围内相等，其中1.5kT_0是初始时刻的平均恒星动能。我们发现，在软极限（< 3kT_0）和硬极限（> 300kT_0），团簇都经历了深核坍缩。在中等硬度（10-100kT_0）时，由于原始双星的能量释放，地核坍缩到一半就停止了。停止时的核心半径可以用它们的能量来解释
2010-05-13 astro-ph.GA
The Burst Mode of Accretion in Primordial Star Formation
我们目前的模拟结果的形成和长期演化的原始原恒星盘窝藏的第一颗恒星。利用2+ 1维非轴对称薄盘数值模拟，结合气体的正压关系，我们能够探测20kyr的盘的演化。在这段时间内，我们观察到碎片导致松散的气体团内的磁盘。然后，这些粒子被向内扭转并吸积在生长的原恒星上，引起爆发现象。这种机制产生的光反馈可能对原恒星的后续生长产生重要影响。
2012-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of massive primordial stars in the presence of moderate UV backgrounds
来自星族II恒星的辐射反馈在早期结构形成中起着至关重要的作用。特别是，低于莱曼极限的光子可以逃离恒星形成区，并产生背景紫外线（UV）通量，从而可能影响远离辐射源的原始晕。这些光子可以通过$\rm H^{-}$的光分离来淬灭分子氢的形成。在这项研究中，我们探讨了这种紫外辐射的影响，在大量的原始晕的几倍$\rm 10^{7}$ ~M ${_\odot}$的碎裂。为了实现这一目标，我们进行高分辨率的宇宙学模拟两个不同的晕和不同的强度的撞击背景紫外光场的单位为$\rm J_{21}$。我们进一步利用下沉粒子，在达到最大精细化水平后跟踪进化10，000年。在紫外光照射的晕中没有观察到剧烈的碎裂，而吸积速率根据热性质而变化。我们的研究结果表明，当在$\rm z>10$用$\rm J_{21}=10-500$照射晕时，形成了几个100-10，000太阳质量的原恒星，并表明紫外线通量的强度与原恒星的质量之间有很强的关系。这种恒星形成的模式是完全不同的迷你晕，约$\rm 0.01-0.1$ M $_{\odot}$ /年更高的吸积率观察到我们的模拟结束。由此产生的大质量恒星是早期宇宙时期形成中等质量黑洞的潜在摇篮，并有助于形成全球X射线背景。
2014-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do fragmentation and accretion affect the stellar Initial Mass Function?
虽然恒星的初始质量函数（IMF）在银河系中似乎接近普遍，但强烈怀疑在原始宇宙中是不同的，那里的分子氢冷却效率较低，气体温度可以高出30倍。在这些极端情况之间，气体温度会因环境、金属丰度和辐射背景而变化。在本文中，我们探讨了气体温度的变化是否会影响恒星的IMF考虑碎裂和吸积。碎裂行为主要取决于在状态方程中的转折点处的Jeans质量，在该转折点处，由于尘埃不透明度，发生从近似等温到绝热的过渡。在物态方程中，在这个跃迁处的金斯质量总是非常相似，与初始温度无关，因此碎片的初始质量非常相似。另一方面，吸积强烈依赖于温度。我们认为，后者成为恒星形成效率高于5 - 7%的主导过程，增加了恒星的平均质量。
2020-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Massive Primordial Stars: Intermittent UV Feedback with Episodic Mass Accretion
我们提出了耦合恒星演化（SE）和三维辐射流体动力学（RHD）模拟的原始原恒星的演化，他们的直接环境，以及恒星电离和离解的紫外反馈的影响下的动态吸积历史。我们的耦合SE-RHD计算结果的最终恒星质量的广泛多样性，涵盖10 Msun $\lesssim M_* \lesssim$ 1000 Msun。在弱紫外线反馈下，可能形成超大质量（$\gtrsim$ 250 Msun）的恒星，而当紫外线反馈可以有效地阻止吸积时，则可能形成普通的大质量（几× 10 Msun）恒星。这可能解释了Aoki等人（2014）最近报道的银河系贫金属恒星的特殊丰度模式，可能是非常大质量的原始恒星的观测特征。弱的紫外线反馈发生在可变的吸积的情况下，特别是当重复的短吸积爆发暂时超过0.01兆太阳/年，导致原恒星膨胀。在膨胀的状态下，原恒星的表面温度很低，紫外线反馈被抑制，直到恒星最终在热调整时间尺度上收缩，形成一个HII区域。如果连续的吸积爆发之间的延迟时间足够短，原恒星会在很长一段时间内保持膨胀，最多只会引发短时间的紫外线反馈。盘的碎裂并不一定会减少最终的恒星质量。恰恰相反，我们发现，磁盘碎片增强情节吸积，因为许多碎片向内迁移，吸积到恒星上，从而允许持续的恒星质量增长的条件下，间歇性的紫外线反馈。随着我们提高模拟的分辨率，这种趋势变得更加突出。我们认为，模拟与显着更高的分辨率比以前报道的需要得到准确的气体质量吸积…
2016-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Low-metallicity star formation: Relative impact of metals and magnetic fields
低金属量恒星的形成是宇宙学的核心问题，因为它决定了我们宇宙中形成的第一代和第二代恒星的特征质量尺度和分布。在这里，我们提出了一个全面的调查评估金属和磁场，这可能都存在于低金属量恒星形成的相对影响。我们表明，通过小规模发电机产生的磁场的存在稳定的原恒星盘，并提供一定程度的支持，对碎片。在没有磁场的情况下，在我们的模型中的碎裂时间尺度在从Z = 0到Z> 0的过渡处减小了~10倍，随后仅对金属丰度有弱的依赖性。类似地，星系团的吸积时标是由大尺度动力学而不是局域热力学决定的。在存在磁场的情况下，原始盘可以变得完全稳定，因此只形成一个中心碎片。在Z> 0时，在存在磁场的情况下，碎片的数量有所减少，尽管质谱的形状在统计不确定性的限度内没有受到强烈的影响。然而，在存在磁场的情况下，碎裂时间尺度大约增加3倍。事实上，我们的研究结果表明，在没有磁场的原始运行和Z> 0运行与磁场相当的碎裂时间尺度。
2014-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of primordial binary on the dynamical evolution of intermediate massive star clusters
观测发现，星团包含了大部分的双星。紧双星是影响星团长期动力学演化的重要热源。然而，由于$N$体工具的局限性，以往的球状星团理论模型直接使用$N$体模拟没有研究大部分原始双星如何影响其长期演化。在这项工作中，通过使用高性能的$N$体代码，PeTar，我们进行逐星模型的中间质量GC（$N=100000$）与原始的二元分数从0到1。我们发现，当恒星质量黑洞（BH）子系统存在时，GC的结构演化（核心半径和半质量半径）只取决于大质量原始双星的性质，因为它们影响BH双星（BBH）的数量，而BBH是双星加热过程的主导因素.低质量双星包括双白矮星双星（BWD）对动力学几乎没有影响。同时，只有来自BBH的引力波（GW）合并强烈地受到动力学相互作用的影响，而来自BWD的低质量合并在孤立环境（场）和GC中没有表现出任何差异。低质量双星只有在大多数黑洞逃逸和轻恒星的核心坍缩发生后才变得重要。我们的结果表明，对于$N$体模型的GC与一个黑洞子系统主导的二元加热，它是没有必要包括低质量的双星。这些双星可以通过使用独立的二进制恒星演化代码单独研究。这种方式可以大大降低计算成本。
2021-10-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Primordial mass segregation in simulations of star formation?
我们采取最终结果的平滑粒子流体动力学（SPH）模拟恒星的形成，其中包括从光电离和恒星风的反馈，并进一步发展他们的1000万年使用$N$体模拟。我们比较每个模拟的演变，没有反馈的控制运行，并与光电离反馈运行。与以前的工作一样，我们发现反馈的存在防止了大质量恒星的失控增长，由此产生的恒星形成区域密度较低，并保持其初始子结构更长时间。除了恒星风的反馈相比，只产生轻微的差异与模拟光电离反馈。我们在不同阶段的模拟中寻找质量分离，在SPH运行中的反馈被打开之前，在SPH运行结束时（在$N$ -身体整合之前）和在$N$ -身体进化期间。一个模拟是否是原始的质量分离（即在动力学演化之前）在很大程度上取决于质量分离是如何定义的，不同的测量质量分离的方法给出了明显矛盾的结果。在模拟中，当恒星形成受到反馈的影响时，原始质量分离也不太常见。在随后的（无气体）动力学演化过程中也可以发生进一步的动力学质量分离。综上所述，我们的研究结果表明，在模拟中解释大质量恒星相对于低质量恒星的空间分布时，应该非常谨慎。
2014-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Machine Learning-Based Analytical Expressions for Gray-Body Factors and Application to Primordial Black Holes
本研究利用符号回归机器学习方法，为史瓦西黑洞的灰体因子构建简洁解析表达式，并应用于原初黑洞作为暗物质候选体的丰度约束分析，展示了该方法在提供可解释近似解方面的潜力。
2025-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal adaptive softening and artificial fragmentation in cosmological simulations
本文研究在宇宙学N体模拟中采用基于潮汐场的自适应软化能否抑制人为碎裂，发现其虽提升力精度但未显著减少伪暗晕，仅改变暖暗物质中暗晕形成时间，并提出减少伪暗晕的潜在策略。
2025-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Theoretical study of the direct $α+d$ $\rightarrow$ $^6$Li + $γ$ astrophysical capture process in a three-body model II. Reaction rates and primordial abundance
本文用三体模型计算了直接俘获过程$α+d$ $\rightarrow$ $^6$ Li + $γ$的天体物理S因子和反应速率，以及$^6$ Li元素的丰度。初始态分解为氘束缚态和$α+d$散射态。用超球拉格朗日网格方法将最终核$^6$ Li（1+）描述为三体束缚态$α+n+p$。在S波和D波重叠积分的渐近性的校正已经完成了E2 S因子。计算了从初始的等单重态到最终的$^6$ Li（1+）束缚态的小的等三重态分量的同位旋禁戒E1 S因子。结果表明，三体模型能够在实验误差范围内再现LUNA合作组的最新天体物理S因子和反应速率实验数据。估算的$(0.67 \pm 0.01)\times 10^{-14}$的$^6$ Li/H丰度比与LUNA合作组最近测量的$(0.80 \pm 0.18)\times 10^{-14}$非常一致。
2018-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Not-quite-primordial black holes
New York University（纽约大学）；Tufts University（塔夫茨大学）；Yale University（耶鲁大学）；Harvard University（哈佛大学）；CERN（欧洲核子研究组织）
提出一种新机制：利用不足以形成原初黑洞但增强的密度涨落，在早期形成暗物质晕并触发重子直接坍缩，产生超大质量黑洞种子，可解释JWST观测到的高红移黑洞丰度，且符合CMB限制。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
