Amplification and saturation of turbulent magnetic field in collapsing primordial gas clouds
本文通过数值磁流体动力学模拟和推广的解析理论，研究原初气体云坍缩过程中湍流磁场的放大与饱和，发现磁场可被放大10^12至10^15倍并达到能量均分水平的3%至100%，表明强磁场是原初恒星形成的普遍性质。
2024-01-18 astro-ph.GA
Magnetic field amplification in accretion discs around the first stars: implications for the primordial IMF
磁场在现代分子云的动力学中起着重要的作用。最近的研究表明，磁场对形成宇宙中第一批恒星的原始云同样重要。虽然宇宙尺度上的原始磁场强度在很大程度上是不受约束的，但理论模型强烈表明，在早期宇宙中存在一个弱的种子场。我们研究了这样一个弱场的放大如何影响第一恒星周围吸积盘的演化，从而影响原始初始质量函数（IMF）。我们进行了一套三维理想磁流体动力学（MHD）模拟与不同的初始场强和数值分辨率。我们发现，在模拟具有足够的空间分辨率，以解决在崩溃的金斯尺度，即使最初弱磁场指数增长，成为动态的重要性，由于这两个所谓的“小规模的湍流发电机”和“大规模的平均场发电机”。捕捉小尺度的发电机动作主要取决于我们如何解决牛仔裤长度，而捕捉大尺度的发电机取决于牛仔裤分辨率以及最大绝对分辨率。提供足够的分辨率，我们发现，碎片并不强烈依赖于初始场强，因为即使是弱场增长成为强大的。然而，在有磁场的运行中的碎裂与没有磁场的运行中的碎裂显著不同。我们的结论是，在第一批恒星形成过程中，动态强磁场的发展可能是不可避免的，这些领域有一个显着的影响，原始IMF。
2021-02-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Angular momentum transfer in primordial discs and the rotation of the first stars
我们通过模拟原始吸积盘中的角动量传输来研究第一批恒星的自转速度。评估磁制动的影响，我们考虑了在Alfv $\acute{\rm e}$ n半径处的角动量传输模式的转变，从动力学主导的自由落体吸积到磁性主导的固体吸积。原始恒星中心的吸积原恒星-考虑一个小尺度湍流发电机放大的物理模型，我们发现如果初始湍流能量的很大一部分转化为磁能（$\gtrsim 0.14$），恒星自转速度会迅速下降.或者，如果发电机过程是低效的，由于通量冻结的放大，如果银河系前的磁场强度超过一个临界值$\simeq 10^{-8.2}$ G，恒星将成为缓慢的旋转，在$n_{\rm H} = 1 {\rm cm}^{-3}$的尺度上评估，这是显着高于合理的宇宙学种子值（$\sim 10^{-15}$ G）。由于恒星旋转速度在模型参数的一个狭窄范围内迅速下降，第一批恒星会遇到双峰命运：几乎在分裂水平快速旋转，或者几乎没有任何旋转。
2018-02-20 astro-ph.GA
Radiative Feedback in Population III Protostellar Growth: HI Shielding and HII Region Trapping
Rutgers, The State University of New Jersey（新泽西州立大学罗格斯分校）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Leiden University（莱顿大学）；UCLA（加州大学洛杉矶分校）；The University of Tokyo（东京大学）
研究原初恒星形成中辐射反馈的影响，通过模拟探讨HI屏蔽对吸积过程的抑制作用，发现屏蔽可增强吸积率并提高最终恒星质量。
2026-09-17 astro-ph.GA
A Faraday Rotation Study of the Stellar Bubble and HII Region Associated with the W4 Complex
我们利用甚大天线阵对通过IC 1805 HII区域和“超级气泡”以及邻近区域观察到的20个射电源进行多频极化测量。在4.33和7.76千兆赫之间的频率测量产生法拉第旋转测量沿27视线到这些源（一些源有一个以上的组件）。法拉第旋转测量（RM）被用来探测IC 1805 HII区域的等离子体结构，并测试银河系磁场被HII区域的动力学严重修改（放大）的程度。我们发现，与玫瑰星云（Savage et al. 2013，Costa et al. 2016）和天鹅座OB 1星协（Whiting et al. 2009）类似，IC 1805构成了一个“法拉第旋转异常”，或者说是一个相对于银河系背景值RM增加的区域。尽管在该区域的视线上观测到的RM变化很大，但由星云引起的|RM|通常为600 ~ 800 rad m^-2。尽管如此，观测到的RM并不像HII区磁场放大的简单解析模型所显示的那么大。这表明在HII区域的电离气体中，银河场并没有增加一个实质性的因素。我们还发现，除了一个例外，所有源的RM的符号都是银河场在这个方向上的极性所期望的。同样的行为被发现的玫瑰星云，并定性地表明，湍流波动在银河系领域的空间尺度上的$\sim 10$ pc小于平均银河系领域。最后，我们的研究结果显示了有趣的迹象，一些最大值的|RM|发生的视线，通过外部的完全电离壳的IC 1805 HII区域，但通过与IC 1805相…
2018-09-21 astro-ph.GA
Green Bank Telescope Observations of 3He+: HII Regions
在原始核合成时期，轻元素2 H、3 He、4 He和7 Li大量产生，这些丰度主要被恒星改变。在整个银河系盘的HII区域的3 He+的观测显示，3 He/H丰度比的变化很小-“3 He高原”-表明3 He在恒星中产生的净效应可以忽略不计。这与在一些行星状星云中发现的更高的3 He/H丰度比形成对比。这种差异被称为“3 He问题”。包含热盐混合的恒星演化模型可以通过大幅度减少大多数恒星的3 He净产量来解决3 He问题。这些模型预测在银河系盘面上有一个小的负3 He/H丰度梯度。在这里，我们使用绿岸望远镜观察3 He+在五个HII地区的高精度，以确认恒星和银河系的化学演化模型，包括热盐混合的预测。我们在所有的源中检测到3 He+，并利用HII模型区域和数值辐射转移程序NEBERO推导出3 He +/H+丰度比。超过35个无线电复合线（RRL），同时观察到，与3 He+过渡提供了严格的限制，这些模型。我们使用4 He RRL的观察应用电离校正。我们确定了3 He/H丰度梯度作为银心半径的函数为-0.116 +/- 0.022 x 10-5，与包括热盐混合的恒星演化模型一致，该模型预测了来自太阳质量恒星的3 He的小净贡献。
2018-10-22 astro-ph.GA
A new radio recombination line maser object toward the MonR2 HII region
我们报告了一个新的无线电复合线（RRL）脉泽对象对IRS 2源在MonR 2超紧HII区的检测。用亚毫米波阵（SMA）观测到1.3mm和0.85mm的连续辐射和H_（30）a和H_（26）a谱线，角分辨率约为0.5”-3”。SMA观测表明，MonR 2-IRS 2源非常紧凑，在<= 400 AU的空间尺度上仍然无法分辨。它在毫米波长的连续谱功率谱几乎是平坦的（α =-0.16，S_nu与nu^alpha成正比），表明该源主要是光学薄的自由-自由发射。H30 a和H26 a RRL发射也是紧凑的，并且朝向MonR 2-IRS 2源的位置达到峰值。测得的RRL曲线是双峰的，H26 a线在其光谱中显示出明显的不对称性。由于导出的谱线与连续谱的通量比（H30 a和H26 a分别为80和180 kms-1）超过了LTE的预测，因此MonR 2-IRS 2的RRL受到脉泽放大的影响。然而，放大因子小于发射线星MWC 349 A的放大因子，表明MonR 2-IRS 2是一个弱放大的脉泽。RRL发射朝向这个源的辐射转移模型表明，RRL脉泽产生于一个密集的和准直的射流嵌入在一个圆柱形的电离风，定向几乎沿着视线的方向。在亚毫米波段的高角分辨率观测是揭示非常年轻的大质量恒星中弱放大RRL脉泽的必要条件。
2012-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic field amplification in massive primordial halos: Influence of Lyman-Werner radiation
本文通过宇宙学磁流体动力学模拟研究了Lyman-Werner辐射对早期宇宙大质量原初晕中小尺度发电机磁场放大及饱和水平的影响，发现发电机在多种冷却机制下均能发挥作用。
2024-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Gradients of chemical abundances in the Milky Way from HII regions: distances derived from Gaia EDR3 parallaxes and temperature inhomogeneities
利用Arellano-Córdova等人提出的42个HII区的深光谱，我们重新评估了银河系中He、C、N、O、Ne、S、Cl和Ar的径向丰度梯度。（2020年，2021年）和Ménel-Delgado等人（2020年）探索了以下因素的影响：（1）基于盖亚EDR 3弛豫的新距离测定和（2）使用Peimbert的温度波动范例（$t ^ 2> 0$）推导离子丰度。我们发现，基于盖亚EDR 3数据的距离是更一致的运动学的基础上校准的银河系的旋转曲线与射电望远镜，这给更少的色散和不确定性比那些校准与分光光度恒星距离。基于盖亚星系的距离--DR 2或EDR 3--消除了以前在小于$\sim 7$ kpc的距离上测定银河系梯度时观察到的内部扁平化。假设$ t ^ 2> 0 $ --不仅对O而且对其余元素--确定的丰度和梯度不受丰度差异问题的影响，并且对大多数元素给出与太阳丰度非常一致的元素丰度。我们发现，我们的径向丰度梯度的他是最准确的估计原始他丰度一致。我们没有发现证据的方位角变化的化学丰度，我们的样品。此外，O梯度的小分散-光电离区域金属丰度的指标-表明HII区域的气体在银河系的采样区域中混合良好。
2021-12-23 astro-ph.GA
Effect of lithium hydride on the cooling of primordial gas
我们完成了制定的标准模型的第一个恒星形成探索可能的影响，$\mathrm{LiH}$冷却，这已被忽略在以前的模拟非线性崩溃。具体地说，我们发现，在红移$z\gtrsim 5$，冷却$\mathrm{LiH}$没有影响的热演化的冲击原始气体，和坍缩的原始气体到minihaloes或遗迹HII地区，即使原始锂丰度提高了一个数量级。将最重要的锂物种添加到原始化学的最小网络中，我们证明在所有考虑的情况下产生的$\mathrm{LiH}$不足，对于$T\lesssim 100$ K约为$[\mathrm{LiH/Li}]\sim 10^{-9}$。事实上，$\mathrm{LiH}$的冷却在受冲击的原始气体中只会有轻微的意义，因为$\mathrm{LiH}$的丰度增加了9个数量级，这意味着$all$锂必须转化为$\mathrm{LiH}$。在这项研究中，没有考虑光破坏过程，碰撞解离率的$\mathrm{LiH}$可能被低估，使我们的结果是一个极端的上限。因此，$\mathrm{LiH}$对星族~III恒星形成气体的冷却作用可以忽略不计。
2018-01-23 astro-ph.GA
Inflationary and phase-transitional primordial magnetic fields in galaxy clusters
原始磁场（PMF）是解释星系团中观测到的磁场的可能候选者。两个竞争的情况下，原始磁已在文献中讨论：暴胀和相变。我们研究了在大质量星系团中，对应于暴胀和相变产生的保偏光纤的大尺度和小尺度相关磁场的放大。我们采用高分辨率的磁流体动力学宇宙放大模拟来解决团内介质中的湍流运动。我们发现，湍流放大是更有效的大尺度暴胀模型，而相变产生的种子场显示温和的增长。模型之间的差异会影响磁场的频谱特性（如磁功率谱的振幅和形状），从而影响最终的相关长度。我们发现一个数量级之间的差异最终的通货膨胀和相变产生的磁场的强度，和一个因素的1.5之间的差异最终的相干尺度。因此，磁场的最终配置保留了关于PMF生成场景的信息。我们的研究结果对未来河外法拉第旋转调查的影响，区分不同的磁生情景的可能性。
2023-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Study of diffuse HII regions potentially forming part of the gas streams around Sgr A*
我们提出了一个研究扩散扩展电离气体朝向三个云位于银河系中心（GC）。一条视线（LOS）朝向Sgr A区域中的20 km s $^{-1}$云（LOS $-$ 0.11），另一条视线朝向Sgr A中的50 km s $^{-1}$云（LOS $-$ 0.02），而第三条视线朝向Sgr B2云（LOS+0.693）。从H $nα$和H $mβ$无线电复合线（RRL）检测来自电离气体的发射。He $nα$和He $mβ$ RRL发射被检测到，其$n$和$m$与来自氢RRL的发射相同，仅朝向LOS+0.693。RRL探测气体的正和负速度朝向两个Sgr A源。H $mβ$与H $nα$的比值表明，电离气体是在这些区域的局部热力学平衡条件下发射的。我们发现，他的H质量分数为0.29 $\pm$ 0.01符合典型的GC值，支持的想法，大质量的恒星增加了他的丰度相比，其原始值。物理性质的研究来源。我们建议，两个Sgr A源的负速度分量是以前考虑的GC云运动学模型的气流的一部分。关联的大质量恒星可能是离LOS $-$ 0.11（正速度气体）、LOS $-$ 0.02和LOS+0.693最近的HII区域，它们可能是紫外光子电离气体的主要来源。两个Sgr A源的负速度分量可能被相同的大质量恒星电离，但只有当它们处于同一气流中时。
2018-02-14 astro-ph.GA
Nebular metallicities in two isolated Local Void dwarf galaxies
孤立的矮星系，特别是那些位于空隙中的矮星系，可以提供对宇宙原始条件的深入了解，以及在未受干扰的恒星系统中控制恒星形成的物理过程。在这样的星系中H ii区域的金属丰度是研究这种可能性的关键。从孤立矮星系的SIGRID样本中，我们已经确定了两个异常孤立的物体，本地虚空星系[KK 98]246（ESO 461-G 036）和另一个在本地虚空边缘的较大的矮星系MCG-01-41-006（HIPASS J1609- 04）。我们报告我们在这些对象的星云金属丰度的测量。第一个物体有一个低光度的Hii区域，而第二个是在一个更有活力的恒星形成阶段，有几个明亮的H ii区域。我们发现两个星系中的金属丰度对于这种大小的星系是典型的，并且不表明任何原始气体的存在，尽管（对于[KK 98]246）已知周围有大量中性氢。
2013-11-17 astro-ph.GA
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
A three-phase amplification of the cosmic magnetic field in galaxies
可以说，星系磁学研究的主要挑战是解释星系的星际介质如何达到能量均分，尽管最初预测的星系间介质中存在极弱的宇宙原始磁场。以前对孤立星系的数值研究表明，快速发电机放大可能足以弥合早期宇宙磁场和高红移星系中观测到的磁场之间的强度差距。为了更好地了解它们的演化在宇宙学背景下的分级星系的增长，我们探测放大过程中所经历的宇宙磁场内的螺旋星系前所未有的精度通过一套约束运输磁流体动力学自适应网格细化宇宙学变焦模拟与不同的恒星反馈处方。一个星系的湍流发电机被发现在这种宇宙学环境中被自然激发，负责大部分的磁能放大。事实上，我们发现模拟星系的磁能谱显示出明显的逆级联。总的来说，放大过程可以分为三个主要阶段，它们与驱动星系演化的不同物理机制有关：初始坍缩阶段，吸积驱动阶段和反馈驱动阶段。虽然不同的反馈模型影响的磁场放大不同，所有测试的模型证明是次主导的早期时期，之前的反馈驱动阶段达到。因此，三阶段进化范式被发现是相当强大的相对于反馈处方。
2018-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Nonlinear turbulent dynamo during gravitational collapse
通过湍流发电机的放大，磁场可能对第一批恒星的形成具有潜在的重要性。为了研究原初气体引力坍缩过程中的发电机行为，我们将非线性湍流发电机理论扩展到包括引力压缩效应。发电机和压缩之间的相对重要性在收缩过程中变化，随着密度的增加，磁场的放大从发电机为主过渡到压缩为主。在磁场放大的非线性阶段，由于湍流与磁场的能量按尺度平均分配，理想磁流体动力学（MHD）湍流中磁场的重联扩散就显得尤为重要。它导致磁通冻结条件的破坏，并解释了（a）非线性发电机的小增长率，（b）在收缩过程中磁能对密度的弱依赖性，（c）饱和磁能，以及（d）磁场的大关联长度。由此产生的磁场结构和磁场强度与密度的比例关系与磁通冻结的预期完全不同。
2020-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Small-scale turbulent dynamo in astrophysical environments: nonlinear dynamo and dynamo in a partially ionized plasma
小尺度湍流发电机负责放大磁场的尺度小于驱动尺度的湍流在不同的天体物理介质。大多数早期的发电机理论关注的是运动机制和小尺度磁场放大。本文综述了我们在部分电离等离子体非线性发电机和发电机区理论发展方面的最新进展。证明了引力收缩过程中磁场重联扩散对非线性发电机和磁场放大的重要性。对于部分电离等离子体中的发电机，中性粒子和离子之间的耦合状态以及离子-中性粒子碰撞阻尼对发电机的行为和产生的磁场结构有重要影响。我们提出了我们的分析预测和数值试验与双流体发电机模拟发电机功能在这个政权。此外，为了说明天体物理学的影响，我们讨论了几个例子的发电机理论的应用研究磁场演化的震前和震后地区的超新星遗迹，在弱磁化的分子云，在（原始）恒星形成，并在第一个星系形成。
2021-06-23 astro-ph.GA physics.plasm-ph
Hints of Primordial Magnetic Fields at Recombination and Implications for the Hubble Tension
Universite de Montpellier（蒙彼利埃大学）；Simon Fraser University（西蒙菲莎大学）；Stanford University（斯坦福大学）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）
研究通过PMF增强的重组模型，发现约5-10皮特斯拉的磁场能缓解哈勃张力，且与簇磁场起源相符。
2025-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetic Field Amplification in Young Galaxies
目前的宇宙是高度磁化的，在像银河系这样的典型星系中，磁场的量级为几个10^-5 G，相干长度大于10 kpc。我们认为，磁场在星系的形成和早期演化过程中已经被放大到这个值。年轻星系中的湍流是由吸积和第一代恒星的超新星（SN）爆炸驱动的。小尺度发电机可以将湍流动能转化为磁能，并在短时间尺度上放大非常弱的原始磁种子场。放大发生在两个阶段：在运动学阶段的磁场指数增长，最大的增长在最小的非电阻规模。在接下来的非线性阶段，磁能向更大的尺度移动，直到发电机在湍流强迫尺度上饱和。为了定量描述磁场的放大，我们建立了年轻星系星际介质的微观物理模型，并确定了小尺度发电机的增长率。我们估计两个湍流强迫机制：吸积驱动的湍流和SN驱动的湍流的饱和场强和发电机时标。我们比较他们达到的场强，当只有恒星磁场分布的SN爆炸。我们发现，小尺度发电机是更有效地磁化年轻星系的ISM。在吸积驱动的湍流中，经过2400万年~ 27000万年的时间，磁场强度达到10^-6 G的量级;而在SN驱动的湍流中，仅仅经过400万年~ 1500万年，发电机就在典型的10^-5 G的磁场强度下饱和。这比哈勃时间短得多。我们的工作可以帮助理解为什么今天的星系是高度磁化的。
2013-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
