Metal-poor Stars Observed with the Automated Planet Finder Telescope. III. CEMP-no Stars are the Descendant of Population III Stars
在这项研究中，我们报告了一个概率洞察恒星质量和超新星（SNe）爆炸能量的可能的祖先的五个CEMP-没有恒星。这是通过直接比较轻元素丰度比[X/Fe]和预测的大质量无金属恒星SN的核合成产率来完成的。这种比较表明可能的祖先恒星的质量范围为11 - 22\，M $_{\odot}$和爆炸能量为$0.3 - 1.8 \times 10^{51}$ \，erg。从$Gaia$ DR 2得到的化学丰度与运动学的耦合表明，我们的样品没有进入外晕区。此外，我们认为这些CEMP-no星不是$Gaia$ -Sausage或$Gaia$ -Sequoia的残余星，但另一个吸积事件可能是这些恒星对银河系星系晕的贡献。
2021-07-17 astro-ph.GA
LYRA II: Cosmological dwarf galaxy formation with inhomogeneous Population III enrichment
我们模拟了一个$2\times10^9 M_\odot$晕质量的宇宙学矮星系在4个太阳质量的气体分辨率下运行到$z=0$。我们比较了三个简单的子网格实现人口III恒星的不均匀化学富集，并将其与本星系群矮星系的约束进行比较。所采用的模型LYRA是一个新的高分辨率星系形成模型，它是为移动网格程序AREPO建立的，它的特点是分辨出的多相星际介质、单个恒星和单个超新星事件。由此产生的再电离遗迹的特征是一个短暂的（$<1.5$ Gyr）恒星形成历史，反复被反馈的剧烈爆发所停顿。恒星的形成在$z\approx4$和$z\approx0.2-0$的合并过程中被重新点燃一段短暂的时间，然后在持续的气体吸积之后再次点燃。我们的模型$z=0$星系与本星系群矮星系的恒星质量、大小、恒星运动学和金属丰度关系相匹配。暗物质的轮廓在任何版本的模型中都没有表现出核心。我们表明，第三族恒星的主机晕质量影响矮星系的组装历史。这表现在初始气体崩溃的祖先晕，影响中心密度的恒星组成部分，并通过吸积发光的子结构。
2022-07-06 astro-ph.GA
Population III Stars in I Zw 18
紫外线和21厘米的观测表明，极低的金属量星系，I Zw 18，是一个流喂星系包含一个“口袋”的原始恒星负责生产星云He II重组发射观察I Zw 18-NW。哈勃/COS和远紫外光谱探测器（FUSE）的远紫外光谱表明，I Zw 18-NW的光谱没有像O VI 1032，1038那样的金属线，其电离程度与He II复合发射相当。
2015-04-10 astro-ph.GA
NGC 6522: A typical globular cluster in the Galactic bulge without signatures of rapidly rotating Population III stars
本文对老银河系核球球状星团NGC 6522的八颗潜在成员星进行了丰度分析。Chiappini等人（2011年）也曾研究过这些恒星，他们发现慢中子捕获元素的丰度比其他星团和类似金属丰度的场星都高，他们解释这反映了快速旋转的大质量第三星族恒星的核合成。与他们的分析相反，我们没有发现任何不寻常的中子捕获元素Sr，Y，Ba和Eu的增强，并得出结论，以前的索赔主要是由于没有适当考虑混合线。相反，我们发现NGC 6522是一个不起眼的球状星团，在相同的金属丰度（[Fe/H] = -1.15 +/- 0.16）下，其丰度趋势与其他银河系球状星团相当。这些恒星在化学上也类似于晕和球场星，具有相同的金属丰度，[Y/Ba]范围较小，α元素丰度正常。因此，我们在NGC 6522中没有发现任何快速旋转的第三星族恒星的化学特征的观测证据。
2014-08-01 astro-ph.GA
Stellar Populations and the Star Formation Histories of LSB Galaxies: III. Stellar Population Models
设计了一系列星族模型来研究富气体低表面亮度星系的恒星形成历史。LSB星系的独特之处在于具有非常蓝的颜色，低H $α$发射和高气体分数的特性，这表明恒星形成的历史是恒定的（相对于大多数螺旋和不规则星的恒星形成模型）。该模型模拟使用一个不断发展的多金属丰度复合人口，遵循化学富集计划的基础上银河系的观测。颜色和时间敏感的恒星演化分量（即，BHB，TP-AGB和蓝色离散星），模型的颜色扩展到斯皮策波长范围内的新的观察比较。一般来说，LSB星系很好地匹配了恒定的恒星形成场景，颜色的变化可以通过在过去的0.5 Gyrs（即，弱爆发）。早期型螺旋，从S $^4$ G样本，是更好地符合下降的恒星形成模型，恒星形成减少了40%，在过去的12个Gyrs。
2014-07-25 astro-ph.GA
Yonsei Evolutionary Population Synthesis (YEPS) Model. III. Surface Brightness Fluctuation of Normal and Helium-enhanced Simple Stellar Populations
提出了一个描述正常和富氦简单恒星星族（SSP）表面亮度涨落（SBF）的演化布居合成模型。虽然我们的SBF模型的正常，他人口同意与其他现有的模型，丰富的He人口，包含更热的水平分支恒星和更明亮的红团星比正常的He人口，需要一个重大的变化SBF的SSP。我们发现，SBF的幅度的影响，富氦人口至少$\sim$ 0.3等，即使在$I$ -和近红外波段在给定的颜色，从SBF的距离往往是派生。然而，由于观测和模型的不确定性，银河系球状星团和早型星系的SBF不允许验证富He模型。我们建议，当与独立的金属丰度和年龄指标，如${\rm Mg}_2$和${\rm H}β$相结合，紫外和光学SBF可以很容易地检测到潜在的富氦人口未解决的恒星系统的距离到$\gtrsim 20$ \，Mpc。Yonsei进化种群合成（YEPS）模型中SSP的全套分光光度和SBF数据可在http://cosmic.yonsei.ac.kr/YEPS.htm下载。
2020-09-01 astro-ph.GA
Population III X-Ray Binaries
理解X射线在高红移星系际介质（IGM）热演化中的作用是天体物理学的重要问题之一。早期恒星星族中的高质量X射线双星（HMXB）是主要的X射线源，然而，它们的形成效率还没有得到很好的理解。使用$N$体模拟，我们估计HMXB的形成率通过相互引力相互作用的新生，小群体的第III星族恒星。我们发现，HMXB形成的速度为每$\gtrsim 10^{4}M_{\odot}$在新诞生的恒星，他们发出的功率为$\sim 10^{41} {\rm erg}~{\rm s}^{-1}$在$2-10$千电子伏波段每恒星形成率（SFR）。这个值是$\sim 10^{2}$的一个因子，比在较低红移的恒星形成星系中观察到的要大;如果早期HMXB也形成了\textit{in situ}或通过在原恒星盘中的迁移，那么它们产生的X射线会更加丰富。将我们的结果与早期的研究相结合，表明早期的HMXB在加热IGM并留下强烈的21 cm签名方面非常有效。我们讨论了我们的结果的更广泛的含义，如从第III星族恒星的长伽马射线暴的速率和大质量黑洞形成的直接坍缩通道。
2017-10-24 astro-ph.GA
Formation sites of Population III star formation: The effects of different levels of rotation and turbulence on the fragmentation behavior of primordial gas
我们使用移动网格程序AREPO研究了不同水平的旋转和湍流对原始气体的碎裂和第三星族恒星形成的影响。我们考虑了9种不同的湍流和旋转组合，并对每个设置进行了5种不同的实现，产生了有史以来最大的星族III恒星形成模拟集之一。我们发现，在人口III恒星形成系统的碎片是一个高度混乱的过程，并表明，相同的初始条件下，个人实现的结果往往有很大的不同。然而，一些总的趋势是明显的。增加湍流能量促进碎裂，而增加旋转能量抑制碎裂。在我们模拟的1000年期间，运行包括湍流产量平坦的原恒星质量函数，而纯粹的旋转运行显示出更头重脚轻的分布。单个原恒星的质量分布范围很广，从几个$10^{-3} \, {\rm M_{\odot}}$到几十个${\rm M_\odot}$。在整个模拟过程中，恒星系统的总质量增长率仍然很高，并且仅微弱地依赖于旋转和湍流的程度。原恒星之间的合并是常见的，但合并分数的预测是高度敏感的标准，用于决定两个原恒星是否应该合并。以前对星族III恒星形成的研究通常只考虑一组初始条件的实现。然而，我们的研究结果表明，只有通过考虑更大样本运行的平均值，才能可靠地确定稳健的趋势。
2020-01-29 astro-ph.GA
The Growth of Black Holes from Population III Remnants in the Renaissance Simulations
第三星族恒星的残余物形成恒星质量的黑洞，提供了一个初始黑洞种子的来源，有可能成长为中等质量的黑洞，或者在极少数情况下，可能是超大质量黑洞。我们使用文艺复兴时期的模拟套件来跟踪早期宇宙中诞生于迷你晕中的15,000多个黑洞的生长。我们计算的黑洞的演化后处理个别残留的第三族恒星粒子在文艺复兴时期的模拟快照。黑洞的晕圈从10 $^{6}$ M $_{\odot}$到10 $^{9}$ M $_{\odot}$。我们发现所有的黑洞都表现出非常低效的增长。平均而言，黑洞的初始质量增加了10倍$^{-5}$，最活跃的黑洞的质量增加了大约10%。只有一个单一的黑洞经历任何时期的超爱丁顿吸积，但持续时间很短，不会重复。此外，我们没有发现黑洞吸积与晕质量在采样的质量范围内的相关性。在大多数晕中，我们发现了冷而致密的气体团块，它们的吸积率很高，但黑洞遇到这些团块的情况很罕见，而且寿命很短。恒星的形成与黑洞的增长竞争，消耗可用的气体，并通过反馈降低吸积率。我们的结论是，在早期宇宙中，从第三星族残余物中诞生的黑洞并没有形成大量的中等质量黑洞，如果有的话，需要等到以后才能经历显著的吸积。
2018-07-31 astro-ph.GA
The Persistence of Population III Star Formation
我们提出了一个半解析模型的恒星形成在早期宇宙中，开始与第一个无金属的恒星。通过采用完全反馈限制的恒星形成处方，恒星以最大效率形成，直到自洽计算的反馈过程停止形成。我们占了一些反馈过程，包括元银河系莱曼-沃纳背景，超新星，光电离，和化学反馈。通过与我们的反馈限制恒星形成处方的丰度匹配发现的质量吸积率相结合，使各种各样的人口III（流行III）的初始质量函数（IMF）的光晕。我们发现，对于一些模型，大质量波普III恒星的形成可以持续到至少$z \sim 20$，并可能以大约$10^{-4}$到$10^{-5}$ M $_\odot$年$^{-1}$ Mpc $^{-3}$的速度超过$z \sim 6$，假设这些恒星是孤立形成的。在这一点上，莱曼-沃纳反馈推动恒星形成的最小晕质量超过原子冷却阈值，切断了大质量波普III星的形成。我们发现，在大多数模型中，流行II和流行III恒星形成共存的宇宙学时间尺度，总的恒星形成率密度和由此产生的辐射背景强烈主导前流行III恒星形成最终结束。这些晕在此阶段形成的大质量Pop III恒星最多为$\sim 10^3$ M $_\odot$，其绝对星等通常在$M_\text{AB} = -5 $到$ -10$之间。我们还简要讨论了未来的观测，如JWST或WFIRST和21厘米的实验望远镜可能能够约束未知参数在我们的模型，如IMF，恒星形成处方，或大规模的波普…
2017-10-06 astro-ph.GA
Following the Cosmic Evolution of Pristine Gas III: The Observational Consequences of the Unknown Properties of Population III Stars
我们研究的观测后果的人口III（流行III）恒星使用大规模的宇宙学模拟，包括一个亚网格模型来跟踪未解决的混合污染物的几个未知的属性。改变的临界金属丰度的值，标志着之间的边界流行III和人口II（流行II）的恒星形成跨越2 dex的流行III恒星形成的分数和随后的分数流行III流量高红移星系的影响可以忽略不计。然而，采用对数正态初始质量函数（IMF）的Pop III恒星，而不是基线萨尔彼得IMF，在Pop III恒星形成率密度（SFRD）是1/4的基线率的结果。从高红移星系与IMF模拟的流量是高度双峰，导致一小部分的$z \leq 8$星系与超过75%的流量来自Pop III星。然而，在$z=9$，在我们的模拟中，就在再电离之前，$\approx$ 20%的星系是Pop III明亮的，具有$m_{\rm UV} \le 31.4$等，至少75%的流量由Pop III恒星产生。此外，对数正态波普III IMF的结果在人口的碳增强，金属贫星在合理的协议与MW晕观测。我们的分析支持这样的结论，即Pop III IMF由20-120 $M_{\odot}$范围内的恒星主导，这些恒星产生具有碳增强喷出物的SN。
2019-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Baseline Metal Enrichment from Population III Star Formation in Cosmological Volume Simulations
我们利用流体动力学和N体程序{ \small GIZMO}，结合我们新开发的子网格Population~III（Pop~III）Legacy模型，研究了在$z>7$的Pop~III星形成的基线金属富集。在这个理想化的数值实验中，我们只考虑Pop~III星的形成。我们发现我们的模型Pop~III恒星形成率密度（SFRD）在$z\sim10$附近的$\sim 10^{-3}\ {\rm M_\odot yr^{-1} Mpc^{-1}}$处达到峰值，与以前的数值研究结果吻合得很好，并且与观测到的Pop~II SFRD的估计值一致。Pop~III的平均金属丰度从$z=25-7$开始平稳上升，但直到$z\simeq7$才达到恒星形成模式中Pop~III向Pop~II转变所需的临界金属丰度值$Z_{\rm crit}=10^{-4}\ Z_\odot$。这表明，虽然个别晕可以抑制现场Pop~III星的形成，外部富集是不足以终止全球Pop~III星的形成。在恒星形成暗物质晕中，Pop~III恒星形成的最大富集量为$Z\sim10^{-2}\ Z_\odot$，而在外部富集晕中发现的最小富集量为$Z\gtrsim10^{-7}\ Z_\odot$。最后，我们模拟的富含Pop~III金属的IGM的模拟观测结果与$z=7.04$上的一个贫金属阻尼莱曼α（DLA）系统的观测结果相似，该系统被认为仅由P…
2018-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational fragmentation in turbulent primordial gas and the initial mass function of Population III stars
我们报告了早期宇宙中恒星形成的数值模拟结果，重点是在不同的初始和环境条件下的无金属气体的动力学行为。特别是，我们调查的湍流，这被认为是无处不在的伴随着高红移晕崩溃的作用。我们区分了两种主要的情况：第III.1星族恒星的诞生-那些形成在原始晕中不受先前恒星形成的影响-和第III.2星族恒星的形成-那些形成在气体仍然不含金属但电离分数增加的晕中。后一种情况可能是由于暴露于邻近晕中恒星源的强烈紫外线辐射，或者是由于与大质量晕形成相关的高维里温度，即质量大于1 e8太阳质量的晕。我们发现，在这两种情况下，湍流原始气体是非常容易破碎，即使在亚音速区的湍流，即均方根速度分散低至20%的声速。与我们最初的预期相反，与电离前相比，原始晕中的碎片化更强烈，更广泛。因此，我们预测Pop III.1恒星的平均质量比Pop III.2恒星要低，并且形成更大的群体。我们发现，碎片质量覆盖超过两个数量级，表明由此产生的人口III初始质量函数的质量显着扩展以及。这就需要对暗物质微晕的形成进行大规模、高分辨率的研究，以解决重子自引力时气体中的湍流。这将有助于确定我们的研究中提出的初始条件中的哪些（如果有的话）在自然界中实现。
2010-12-16 astro-ph.GA
Recovery from population III supernova explosions and the onset of second generation star formation
我们使用宇宙学模拟来评估超新星（SNe）中第一颗恒星的爆炸如何影响早期宇宙历史。具体而言，我们调查的影响，SNe的宿主系统的人口~III（Pop~III）恒星形成，并探讨其依赖于晕环境和Pop~III祖质量。然后，我们追踪富集气体的演化，直到满足触发第二代恒星形成的条件。在这个程度上，我们量化的恢复时间尺度，这措施之间的时间延迟Pop~III SN爆炸和外观的冷，致密的气体，其中第二代恒星可以形成。我们发现，这一时间尺度是高度敏感的Pop~III祖质量，并不那么晕环境。对于更大质量的祖先，包括那些在对不稳定性SNe中爆炸的，第二代恒星的形成显着延迟，最多可达哈勃时间。恢复时间对SN祖星质量的依赖性主要是由于祖星的电离影响。光电离加热增加了气体压力，并引发了流体动力学响应，降低了中心气体密度，这种效应在质量越大的情况下越强。低质量Pop~III恒星周围的气体密度仍然很高，因此SN残留物冷却得更快，促进了气体的再凝聚和第二代恒星的形成。在大多数情况下，第二代恒星的金属含量已经达到~2-5 X 10^{-4} \zsun，因此属于星族~II。恢复时间尺度是决定第一个星系性质的一个关键参数，能够容纳低质量，长寿命的恒星系统。这些反过来又是詹姆斯·韦伯太空望远镜未来深场活动的目标。
2014-09-25 astro-ph.GA
Spectral Signatures of Population III and Envelope-stripped Stars in Galaxies at the Epoch of Reionization
虽然大多数对再电离时代的模拟都集中在恒星形成矮星系中的单恒星星族，但预计双星演化的产物将对氢电离光子的排放做出重大贡献。在这些产物中，有剥离星（或氦星），它们的外壳从与双伴星的相互作用中剥离，留下暴露的氦核心。以前的工作表明，这些剥离的恒星可以主导高红移低光度星系的LyC光子输出。早期宇宙中的其他硬辐射源包括零金属丰度的第三族恒星，它们可能与辐射主要由剥离恒星辐射的星系具有类似的SED性质。在这里，我们使用两个指标（幂律指数在波长间隔240-500，600-900，和1200-2000，和FUV波长的总光度比LyC波长）比较模拟星系的SED只有单一的恒星演化，星系包含剥离的恒星，星系包含第III族恒星，四个不同的IMF。我们发现，剥离的恒星显着改变星系的LyC范围内的SEDs在再电离的时代。存在剥离恒星的星系中的SED在LyC范围内具有较低的幂律指数，并且FUV与LyC的光度比也较低。这些SED的差异存在于所有被考虑的光度（$M_{UV} > -15$，AB系统），并且在较低光度的星系中最为明显。我们还发现，与剥离的恒星和Pop III星的星系的SED是彼此不同的所有测试的IMF。
2021-08-10 astro-ph.GA
Probing Population III Initial Mass Functions with He II/H$α$ Intensity Mapping
我们证明了潜在的线强度映射的初始质量函数（IMF）的人口III星通过测量的平均He II 1640 A/H $α$线强度比的限制。我们用现代高红移星系形成和光电离模型扩展了21 cm FAST程序，并估算了星族II和III星系在红移$5 \le z \le 20$的线辐射。在我们的模型中，He II/H $α\gtrsim 0.1$的平均比值表明，在$z \gtrsim 10$，当第三星族恒星主导恒星形成时，第三星族恒星的质量达到几百个太阳质量。下一代空间任务的能力略优于CDIM，将能够通过测量He II和H $α$波动功率谱信号及其在高显著性上达到$z\sim 20$的互相关来探测这种情况。此外，无论IMF如何，He II/H $α\lesssim 0.01$的比值表明第三星族恒星的形成量很低，因此，它标志着由这一恒星群体主导的时期的结束。然而，对应的He II功率谱的检测可能仅对于头重脚轻的族III IMF或通过与更强的H $α$信号的互相关是可能的。最后，$0.01 \lesssim$ He II/H $α$ $\lesssim 0.1$的比值解释起来很复杂，因为它们可能受到几种竞争效应的驱动。我们讨论了如何在不同的红移和线强度比与其他探头的组合的各种测量可以帮助限制人口III IMF在这种情况下。
2022-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Statistical Model for Population III Supernova Rates: Discriminating Between $Λ$CDM and WDM Cosmologies
随着新的观测设施即将投入使用，发现和描述来自第一批恒星的超新星将为宇宙黑暗时代的结束开辟另一个观测窗口。基于早期恒星形成的半解析合并树模型，我们限制了星族III超新星的速率。我们发现，我们的方法再现人口III超新星率的大规模宇宙学模拟非常好。我们的计算效率高的模型使我们能够调查一个大的参数空间，并探索广泛的不同的情况下，人口III恒星形成。我们的计算表明，第一次超新星的观测可以用来区分冷和暖暗物质模型，并限制后者相应的粒子质量。我们的预测还可用于优化调查策略，目标是最大限度地提高超新星检测率。
2016-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterization of Population III Stars with Stellar Atmosphere and Evolutionary Modeling and Predictions of their Observability with the James Webb Space Telescope
第三星族恒星是大爆炸后形成的第一批恒星，并且被认为对宇宙中的金属含量做出了最早的贡献，超过了大爆炸核合成的产物。理论上这些恒星的寿命非常短，因此只能在高红移（$z \geq 3-17$）和微弱的视星等（$m_{AB} \gtrsim 40$）下观测到。因此，对星族III恒星的直接探测仍然是难以捉摸的。然而，最近发射的詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）可能能够在有利的引力透镜的情况下探测到相关星等范围内的恒星。需要理论模型来解释这些未来的观测结果。在这项研究中，新的演化模型和非平衡模型的大气被用来描述零年龄的主序第三星族恒星的可观测性质。计算的模型涵盖了广泛的可能的第三星族恒星质量，从恒星形成研究预测的最小质量到能够维持流体静力平衡的最大质量。计算了JWST卫星近红外相机（NIRCam）各波段的合成测光图和理论色星等图。最后的结果进行了比较，已知的透镜事件和JWST震级限制的规模。本研究的目的是计算第三星族恒星在最佳JWST波段的可观测参数，为将来对该恒星星族的观测提供理论基础。
2022-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
A search for Population III galaxies in CLASH. I. Singly-imaged candidates at high redshift
据预测，第三族星系存在于高红移的位置，当受到前景星系团的引力透镜作用时，可能会变得足够明亮，足以用现有的望远镜探测到。第三星族星系表现出强烈的Lya发射，应该进一步从宽带测光，因为他们不寻常的颜色识别。在这里，我们报告的搜索这样的对象在z > 6的图像数据从星团透镜和超新星调查与哈勃（CLASH），涵盖25个星系团在16个过滤器。我们的选择算法返回了五个具有类似Lya颜色特征的单一图像候选者，对于这些候选者，使用当前8-10米级望远镜的地基光谱学应该能够测试Lya线的预测强度。这五个天体都没有被包括在以前的高红移星系候选者的CLASH汇编中。然而，当大网格的光谱合成模型应用到这些对象的研究，我们发现，只有两个这些候选人是显着更好地拟合人口III模型比更平凡，低金属量的恒星星族。
2015-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The most iron-deficient stars as the polluted population III stars
我们研究了包括SMSS J031300.36-670839.3（[Fe/H] <-7.52）在内的大多数贫铁星的起源。在星系形成的层次结构框架下，利用化学演化模型计算了恒星诞生后星际物质吸积（ISM）对恒星表面金属丰度的影响.预测的金属丰度分布函数与极端贫金属恒星的观测结果非常吻合。特别是，最低的金属丰度尾是很好地再现了人口III的恒星，其表面被污染的金属通过ISM吸积。这表明铁族元素的起源可以用[Fe/H] $\lesssim -5$型恒星的ISM吸积来解释。目前的结果提供了新的见解的性质，最贫金属的恒星和搜索人口III星与原始丰度。
2015-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive binary black holes from Population II and III stars
本研究利用SEVN代码演化第三代与第二代双星模型，发现二者形成的双黑洞性质差异轻微，仅少数并合事件主黑洞质量高于对不稳定间隙，且其主要形成通道为稳定质量转移。
2023-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A new prescription for the spectral properties of population III stellar populations
本文利用 GALSEVN 模型刻画 EoR 极低金属丰度 Pop III 恒星族群的光谱、电离光子与超新星性质，并评估双黑洞引力波可探测性。
2025-02-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Population III origin of GW190521
我们探讨的可能性，最近检测到的黑洞二（BHB）合并事件GW 190521起源于第一代的大规模，无金属，所谓的人口III（流行III），恒星。基于改进的Pop III星团N体模拟的双星统计方法，在经典双星恒星演化和高红移核星团动力学硬化两个演化通道上，计算了类似于GW 190521的Pop III BHB的合并率密度.两个通道都可以解释观察到的速率密度。但后者更倾向于与观察更好的协议和不确定参数的限制较少。我们的分析还表明，鉴于这两个通道的不同特征（合并率分别在$z\lesssim2$和$z\sim 10$达到峰值），未来用第三代引力波探测器对类似于GW 190521的BHB合并进行观测将大大提高我们对Pop III BHB演化的认识，特别是对它们在宇宙结构形成过程中的动力学。
2020-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of Population III supernovae at Cosmic Dawn: the case of GN-z11-flash
以最近观测到的GN-z11-flash为例，说明了在高红移$z \gtrsim 10$时最早期（第三星族）恒星的末期的可观测性。我们发现，观察到的光谱的瞬态是一致的，其起源于一个冲击爆发的人口III超新星发生在GN-z 11星系在$z \sim 11$。爆炸的能量学表明，在该星系中有一颗质量为$\sim 300 M_{\odot}$的祖星，预计在几年的观测时间尺度内会发生这样的事件。我们预测的预期数量这样的瞬变从$z > 10$星系作为其宿主恒星质量和恒星形成率的函数。我们的发现对于未来在宇宙黎明探测和识别星系特征的研究非常重要。
2022-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modelling Population III stars for semi-numerical simulations
从理论上模拟第三星族星（Pop III星）引起的21厘米信号是从当前和即将到来的21厘米观测中提取关于Pop III星的丰富信息的关键。在这项工作中，我们开发了一个新的模块的波普III星的逃逸分数的电离光子和莱曼-沃纳（LW）的光子，光加热的紫外线辐射，和LW的反馈始终纳入。通过实施该模块到一个公共的21厘米半数值模拟代码，21CMFAST，我们展示了21厘米信号计算和调查的重要性，流行III星建模。我们发现，从波普III星宇宙再电离的贡献显着依赖于逃逸分数的治疗。用我们的逃逸分数模型，Pop III星几乎没有再电离的贡献，因为质量较小的晕，其逃逸分数高，不能主机Pop III星由于LW反馈。另一方面，Pop III型恒星的再电离贡献与传统的恒定逃逸分数。我们还发现，如果宇宙的电离分数高于约1%，紫外光加热对21厘米全球信号和21厘米功率谱有不可忽略的影响。在这种情况下，21厘米全球信号的强度取决于光加热效率，因此也取决于Pop III恒星的质量。我们的结论是，详细的建模流行III星是必不可少的预测21厘米观测准确未来的观测。
2020-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
On the observability of individual Population III stars and their stellar-mass black hole accretion disks through cluster caustic transits
我们总结了全色河外背景光数据，以确定综合近红外表面亮度（SB）的上限，这些亮度可能来自第三族恒星及其恒星质量黑洞（BH）周围可能存在的吸积盘，这些吸积盘位于第一光时期，大致取自z $\simeq$ 7-17。理论预测和最近的近红外功率谱提供了更严格的限制，他们的天空信号。我们概述的物理性质的零金属丰度人口III星MESA恒星演化模型通过氦耗尽和BH吸积盘在z $\gtrsim$ 7。我们假设第二代非零金属丰度恒星可以在更高的多重数下形成，因此BH吸积盘可能由低质量伴星的罗氏瓣溢出供给。我们使用这些近红外SB的限制来计算焦散凌日背后的透镜集群，詹姆斯韦伯太空望远镜和下一代地面望远镜可以观察到的第三人口的恒星和他们的BH吸积盘的数量。典型的焦散放大率可以是$μ$ $\simeq$ 10 $^4$ -10 $^5$，对于$v_{T}$ $\lesssim$ 1000 km s $^{-1}$的星团横向速度，上升时间为小时，下降时间为$\lesssim$ 1年。星团内中等天体的微透镜效应可以改变过境放大率，但延长了可见时间。根据黑洞的质量、吸积盘半径和馈送效率，恒星质量的黑洞吸积盘焦散凌日可能超过第三星族恒星。为了直接观察星族III的焦散凌日，可能需要在十年内监测3-30个到AB $\lesssim$ 29等的透镜状星团。
2018-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Ultimately Large Telescope -- what kind of facility do we need to detect Population III stars?
詹姆斯·韦伯太空望远镜的发射将为观测最高红移开辟一个新的窗口，达到z~15。然而，即使有了这个新的设施，第一批恒星仍然遥不可及，因为它们出生在小的迷你晕中，亮度太微弱，即使曝光时间最长也无法检测到。在本文中，我们调查的基本性质的最终大望远镜，一个设施，可以检测人口III恒星形成区在高红移。观测将在近红外线范围内进行，因此建议在月球上建立一个设施。一台仪器需要达到39等$_\mathrm{AB}$这样微弱的星等，对应的主镜直径约为100米。假设JWST NIRCam滤波器，我们估计Pop III源将在颜色-颜色空间中具有独特的签名，并且可以明确识别。
2020-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation of Population III Stars in Gas Accretion Stage: Effects of Magnetic Fields
第三星族恒星的形成研究使用电阻磁流体动力学模拟。从一个磁化的原始星前云出发，计算了第一颗原恒星形成后几百年的云演化，并求解了原恒星半径。当出生微晕场强小于B \lesssim 10^-13（n/1 cm^-3）^-2/3 G（n为氢数密度）时，磁效应可以忽略不计。在这种情况下，经常发生碎裂，形成一个星团，其中恒星合并和原恒星之间的质量交换有助于这些原恒星的质量增长。在早期的气体吸积阶段，质量最大的原恒星留在云中心附近，而一些质量较小的原恒星则被喷出。当B_amb \gtrsim为10^-12（n/1 cm^-3）^-2/3 G时，磁场对星族III恒星的形成有显著影响。在这种情况下，由于原恒星周围的角动量被磁制动和原恒星喷流有效地传递，气体直接落在原恒星上而不形成盘，只有一颗大质量恒星形成。此外，当B_amb \sim为10^-12（n/1cm^-3）^-2/3 G时，出现了大质量双星系统。因此，磁场决定了第三星族恒星形成过程的最终结果（星团、双星或单星）。此外，无论磁场强度如何，在原恒星周围都不会出现持久的星周盘，这可能会影响星族III星的进一步演化。
2013-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Artificial Broadcasts as Galactic Populations: III. Constraints on Radio Broadcasts from the Cosmic Population of Inhabited Galaxies
该研究利用两种方法对宇宙中宜居星系构成的人工射电星系族设定约束，给出了多频段SETI限制及Kardashev III型广播族的丰度上限，并分析了不同分布下的约束效果。
2025-08-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Predicting the Observability of Population III Stars with ELT-HARMONI via the Helium $1640{\rmÅ}$ emission line
到目前为止，还没有发现第三星族（Pop.III）恒星，但是随着我们进入超大型望远镜的时代，这种情况可能会改变。一个可能的Pop.III恒星的示踪物是HeII $\lambda1640$发射线，它可以被欧洲极大望远镜（ELT）上的谐波摄谱仪在很宽的红移范围（$2\leq z\leq14$）内探测到。通过对宇宙学、AMR流体动力学模拟NewHorizon中的星系进行后处理，结合Pop.III恒星的理论光谱能量分布（SED）和辐射传输（分别为Yggdrasil模型和云查找表），我们能够计算单个星系的HeII $\lambda1640$通量。从模拟10小时的观测这些星系，我们表明，HARMONI将能够检测到Pop.III恒星的星系高达$z\sim10$提供Pop.III恒星有一个头重脚轻的初始质量函数（IMF）。此外，我们发现，如果第III类恒星的IMF与第I类恒星相似，那么只有当第III类恒星质量超过$10^{7}{\,M}_\odot\,{\rm yr}^{-1}$（平均恒星年龄$<1{\rm Myr}$在$z=4$）时，才能观测到HeII $\lambda1640$线。最后，我们能够确定所需的最小内在流量的谐波检测流行。III星在一个星系高达$z=10$。
2021-01-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
Formation of Massive Population III Galaxies through Photoionization Feedback: A Possible Explanation for CR7
我们探讨了通过光电离反馈的大规模高红移人口III（Pop III）星系的形成。我们认为暗物质晕形成的祖先没有经历过恒星形成的早期再电离和附近的星系造成的光蒸发的结果。一旦这样的晕达到$\approx 10^9~M_\odot$，对应于光热星系际介质（IGM）在$z\approx 7$的金斯质量，原始气体就能够坍缩到晕中，可能产生大规模的Pop III星暴。我们认为这一假设可以解释最近在CR 7中观测到的强He II 1640~ 1640~ 1640线发射，这与年轻Pop III星的$\sim 10^7~M_\odot$是一致的。如果没有光电离反馈的情况，那么这么大质量的Pop III恒星是不可能的，因为恒星的形成预计会将金属注入到原子冷却阈值以上的晕中（$\sim 10^8~M_\odot$在$z \approx 7$）。我们使用合并树来分析估计通过这个通道形成的可观测到的Pop III星系的丰度，并在$z=6.6$（CR 7的红移）处发现了$\approx 10^{-7}~{\rm Mpc^{-3}}$的数密度。这比亮度与CR 7相同的Ly $α$发射体的密度大约低10倍。
2016-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bursty or heavy? The surprise of bright Population III systems in the Reionization era
针对JWST在再电离时代发现的明亮Pop III源，提出两类模型（大质量原子冷却暗晕或高爆发式恒星形成）解释观测，挑战传统形成位点假设。
2025-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of low mass population III stars from the pre-main sequence to the white dwarf cooling track
该研究通过计算不同质量原初金属丰度第三代恒星的演化过程，发现其与高金属丰度恒星及其他原初模型存在演化差异，给出初始-终态质量关系并确定第三代前身星白矮星的最小质量，为观测第一代恒星提供标记。
2023-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Semi-analytic Framework of Population III and Subsequent Galaxy Formation on Cosmological N-body Simulations
该研究提出一个在暗物质晕合并树上运行的半解析框架，自洽考虑莱曼-沃纳反馈和流速度，用于模拟Pop III恒星形成，预测原子冷却晕中可形成超大质量恒星，足以解释高红移类星体。
2025-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching for Low-mass Population III Stars Disguised as White Dwarfs
目前还不确定是否存在低质量的第三星族恒星。虽然拥有$M_{\ast} \approx 0.8~M_{\odot}$的第三星族恒星的数量密度的极限已经由斯隆数字巡天（SDSS）的数据得出，但对于第三星族恒星在较低质量下的存在却知之甚少。在缺乏可靠的光谱数据的情况下，具有$M_{\ast} \lesssim 0.8~M_{\odot}$的贫金属主序星（MPMS）的光谱很容易与冷白矮星混淆。为了解决这种模糊性，我们提出了一个分类器，区分MPMS恒星和白矮星的光度和/或光谱学的基础上，而不使用视差信息。我们使用最先进的理论光谱构建和训练我们的分类器，并在现有的基于SDS的分类上对具有可靠的Gaia DR 2视差的对象进行评估。然后，我们将我们的分类器应用于一个大型的SDSS光度和光谱的对象目录，以搜索MPMS候选人。我们发现了几个以前未知的候选人极贫金属（EMP）的明星，并恢复了许多确认EMP星已经在文献中。我们的结论是，档案SDSS光谱已经被彻底搜索EMP星。我们预测，在恒定的有效温度下，由于表面引力依赖的碰撞诱导的分子氢吸收，质量最低的原始成分恒星将具有比冷白矮星更红的光学到红外颜色。我们建议，我们的分类器的应用程序产生的下一代光谱调查的数据将设置更强的限制在银河系中的低质量人口III恒星的数量密度。
2021-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can the 21 cm signal probe Population III and II star formation?
利用不同的星族（Pop）III和II星在z>6时的恒星形成率（SFR）模型，我们得到了来自星系间介质（IGM）的全球21 cm信号的预期红移历史。为了恢复观测到的宇宙微波背景（CMB）的汤姆逊散射光学厚度，需要Pop III星在z ~ 15处的SFR为~ 10^-3 Msun/yr/Mpc ^3，Pop II星在z ~ 7处的SFR为~ 10^-1 Msun/yr/Mpc ^3。在SFR由Pop III星主导的情况下，IGM由于超新星的加热而在z > 12的CMB上方迅速加热。此外，来自Pop III恒星晕的莱曼α光子将自旋温度与气体的自旋温度耦合，导致深度吸收信号。如果SFR是由Pop II星主导的，IGM会慢慢加热，并在z ~ 10处超过CMB温度。然而，更大的和变化的部分流行III星是能够打破这种简并。我们发现，当初始质量函数（IMF）斜率为-1.2时，Pop III型星的IMF对21 cm信号的影响会使21 cm信号提前变为正信号。用下一代射电望远镜如平方公里阵列测量z > 10的21厘米信号将能够研究Pop III和Pop II恒星对全球恒星形成率的贡献。
2015-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetic fields limit the mass of Population III stars even before the onset of protostellar radiation feedback
本研究通过POPSICLE项目首次执行第三星族恒星形成的辐射磁流体动力学模拟，发现磁场在辐射反馈开始前即通过抵抗重力抑制质量传输，将最大恒星质量限制在约100太阳质量，为构建其完整质量函数奠定基础。
2025-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Population III stars around the Milky Way
我们探索了观测起源于原始气体的第三星族（PopIII）星的可能性.质量低于$0.8 M_\odot$的Pop~III星应该存在至今，虽然尚未观测到，但银河系晕中存在低金属丰度的恒星[Fe/H] $ < -5$，表明Pop~III星的表面受到了来自星际气体的吸积金属的污染。在本文中，我们研究了Pop~III星从其宿主星晕中逃逸的过程，并考虑了当它们的大质量主恒星爆发为超新星时，次级成员从双星系统中的抛射。这些恒星将它们从表面污染中拯救出来。通过计算恒星的形成和化学演化以及基于扩展的Press-Schechter合并树的分级结构的形成，我们证明了数百到数万个低质量的Pop~III恒星从银河系的构建块中逃逸。第二代和以后的极贫金属（EMP）恒星也从迷你晕中逃脱。在暗物质晕的球形坍缩模型下，通过计算并合树分支中小晕之间的距离，讨论了逃逸星的空间分布。结果表明，逃逸星分布在恒星晕之外，其密度分布接近于暗物质晕，而Pop~III星的密度分布略集中于中心。一些逃逸恒星离开银河系，扩散到星系际空间。在此基础上，讨论了利用原始表面丰度观测Pop~III星的可行性。
2016-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotation and Internal Structure of Population III Protostars
我们分析了Greif等人（2012）最近的工作中进行的宇宙学模拟，该工作遵循Pop III恒星的早期生长和合并历史，同时分辨小至0.05 R_sol的尺度。这是第一组宇宙学模拟，以自洽地解决Pop III原恒星的旋转和内部结构。我们发现，流行III星下形成显着的旋转支持，这是保持模拟的持续时间。原恒星表面的自转速度约为开普勒自转速度的50%到接近100%。这些自转速率在经历多次恒星合并事件后仍然存在。在模拟的短时间内（~ 10年），原恒星几乎没有对流不稳定的迹象，而且它们的性质与它们的宿主微晕的性质几乎没有相关性。如果Pop III原恒星在这个环境范围内形成时具有高度的旋转支持，并且这种旋转支持维持足够长的时间，这对Pop III演化和核合成有着重要的意义，以及Pop III对不稳定超新星的可能性，以及第一颗恒星是否产生了伽马射线暴的问题。
2013-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
When did Population III star formation end?
通过将宇宙学模拟数据与半解析模型相结合，构建了一个研究后再电离时期（$z\lesssim 6$）第三星族（PopIII）恒星形成的理论框架.我们发现，由于辐射反馈（即莱曼-沃纳和电离辐射）大规模的晕（$M_{\rm halo}\gtrsim 10^{9}\ \rm M_{\odot}$）是主要的（$\gtrsim 90$ %）主机潜在的Pop III星形成在$z\lesssim 6$，在那里密集的口袋金属贫气体可能生存下来，形成Pop III星，在超新星释放的金属的低效率混合。金属混合不仅是决定Pop III恒星形成何时结束的关键过程，也是决定每个主晕中\textit{active} Pop III恒星的总质量$M_{\rm PopIII}$的关键过程，这是直接探测和识别Pop III主晕的关键参数。这两个方面仍然是不确定的，由于我们有限的知识，金属混合在结构形成。目前的预测范围从早期终止在年底的再电离（$z\sim 5$），以连续的Pop III恒星形成扩展到$z=0$在一个不可忽略的速度$\sim 10^{-7}\ \rm M_{\odot}\ yr^{-1}\ Mpc^{-3}$，与$M_{\rm PopIII}\sim 10^{3}-10^{6}\ \rm M_{\odot}$。这导致了目前和未来的空间望远镜（如HST、WFIRST和JWST）直接探测Pop III宿主$z…
2020-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the probability of the extremely lensed $z$=6.2 Earendel source being a Population~III star
最近在$z=6.2$发现的极端透镜状埃伦德尔天体是值得注意的，因为它很可能是一颗恒星或多颗恒星，在宇宙历史的第一个十亿年内被观察到。根据它的质量，这仍然是不确定的，但很快将更严格地限制与詹姆斯韦伯太空望远镜，埃伦德尔星甚至可能是第一代恒星的成员，所谓的人口III（Pop III）。通过结合详细的宇宙学模拟的结果组装的第一个星系，包括丰富的原始气体与重化学元素，与假设的关键恒星参数，我们量化的概率，埃伦德尔确实有一个流行的~III起源。我们发现，这种概率是不可忽略的，在整个推断的质量范围为埃伦德尔，特别是范围从百分之几的低质量端到接近统一的一些Pop~III初始质量函数（IMF）模型对高质量端的允许范围。对于将富含金属的IMF扩展到$500$ \，M $_\odot$的模型，埃伦德尔是Pop~III星的可能性保持在百分之几到百分之十的水平。我们讨论了这样一个发现的影响，为整体努力探测迄今如此难以捉摸的第一颗恒星在宇宙中。
2022-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The most massive Population III stars
本研究基于极值统计构建框架，结合模拟的恒星形成率密度校准效率，计算第三星族恒星丰度与大质量恒星分布，发现红移10-20处最大质量可达10³-10⁴倍太阳质量，为约束恒星初始质量函数提供新方法。
2023-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectral Evolution of Rotating Population III Stars
该研究计算了旋转Pop III恒星及其ZAMS后演化的光谱，发现后期演化显著增亮恒星，使最巨大恒星在中等透镜下可被JWST探测，为区分早期恒星提供模型。
2025-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A self-consistent semi-analytic model for Population III star formation in minihalos
本文构建自洽半解析模型，研究微暗晕中Pop III恒星形成，考虑紫外背景、暗物质-重子相对速度和X射线背景的抑制效应，追踪z=50至z=6的恒星形成历史，并识别21厘米信号中的特征。
2023-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intermediate-mass black holes from Population III remnants in the first galactic nuclei
本文报道了在红移为$z\gtrsim10$的第三族残余黑洞（BH）的数值$N$ -体模拟中，中等质量黑洞（IMBHs）的形成。我们模拟了气体阻力对黑洞轨道的影响，并允许黑洞通过气体吸积生长，包括一种超爱丁顿吸积模式，其中光子捕获和快速气体流入抑制任何负辐射反馈。大多数初始BH构型导致在原星系中心形成一个（但不会超过一个）IMBH，通过超爱丁顿生长达到$10^{3-5}\mathrm{M}_{\odot}$质量。我们的研究结果表明，在早期星系中心形成最早的大质量黑洞的可行途径。我们还发现，核IMBH通常捕获恒星质量的BH同伴，使这些系统在引力波中可观察到的极端质量比吸气（EMRI）与\textit{eLISA}。
2016-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Numerical Simulations of the Circularized Accretion Flow in Population III Star Tidal Disruption Events. I. The Accretion Flow and the Wind
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Shanghai Normal University（上海师范大学）；Chongqing University（重庆大学）
本文通过数值模拟研究III型星潮汐破坏事件中圆化吸积流及风的性质，发现强风导致仅部分物质被黑洞吸积，风动能可达10^46 erg s^{-1}。
2025-12-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
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 critical dark matter halo mass for Population III star formation: dependence on Lyman-Werner radiation, baryon-dark matter streaming velocity, and redshift
第三星族恒星的临界暗物质晕质量（$M_{\rm crit}$）可以定义为典型的最小晕质量，它包含了第一颗恒星形成所需的足够冷的致密气体。Lyman-Werner（UV）辐射的存在，可以离解分子氢，以及重子-暗物质流动速度都通过增加$M_{\rm crit}$来延迟Pop III星的形成。在这项工作中，我们约束$M_{\rm crit}$作为莱曼-维尔纳通量（包括自屏蔽），重子-暗物质流，和红移的函数使用宇宙学模拟与大样本的晕，利用自适应网格细化（AMR）代码ENZO。我们提供了一个适合的$M_{\rm crit}$作为这些量的函数，我们希望是特别有用的早期星系形成的半解析模型。此外，我们发现：（i）在没有辐射或流的情况下，测得的$M_{\rm crit}$的红移依赖性是$(1+z)^{-1.58}$，与恒定维里温度一致;（ii）增加紫外背景会增加$M_{\rm crit}$，同时使红移依赖性变陡，直至$(1+z)^{-5.7}$ ;（iii）重子-暗物质流增强了$M_{\rm crit}$，但使对红移的依赖性变平;（iv）这两种效应的结合并不是简单的倍增。
2020-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark-matter halo mergers as a fertile environment for low-mass Population III star formation
虽然第三星族恒星通常被认为是大质量的，但当气体的冷却特别增强时，可能存在通往低质量Pop III恒星的路径。一个可能的途径是在暗物质晕合并过程中增强HD冷却。合并可以导致高电离度，催化HD分子的形成，并且可以将气体冷却到宇宙微波背景（CMB）温度。在本文中，我们调查合并的质量为几个10 $^5$ M $_\odot$的迷你晕，并探讨这种情况下的可行性。我们进行了三维宇宙流体动力学计算与ENZO代码，解决了热和化学演化的气体采用天体化学包KROME。我们的研究结果表明，HD的丰度增加了两个数量级相比，没有合并的情况下，晕冷却到$\sim$ 60 K触发碎裂。根据金斯的估计，预期的恒星质量约为10 M $_\odot$。我们的研究结果表明，合并的情况下是一个潜在的途径，形成低质量的恒星。
2014-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
