Primordial star formation: relative impact of H2 three-body rates and initial conditions
第三星族星是宇宙中第一颗在z=20-30时由纯氢和氦气体形成的恒星，其小晕的质量为10^5-10^6 M $_\odot$。因此，冷却和碎裂通过分子氢来调节。当密度大于10^8 cm $^{-3}$时，三体H2的形成速率对于使气体完全分子化特别重要。这些比率被认为至少有几个数量级是不确定的。我们探讨了Forrey（2013）对三种不同的微晕推导出的新的精确三体H2形成率的影响，并与以前研究中采用的三体率获得的结果进行了比较。计算是用宇宙流体动力学代码ENZO（2.2版）加上化学包KROME（包括原始化学网络）进行的，该软件包在高分辨率模拟中被证明是准确的。虽然新的速率可以改变气体变成完全分子的点，导致不同的热演化，但这是如何发生的，没有微不足道的趋势。虽然人们可能天真地认为结果介于Palla等人（1983）和Abel等人（2002）的计算结果之间，但根据所探索的暗物质晕，其行为可能接近前者或后者。我们的结论是，采用正确的三体率是同样重要的使用适当的初始条件，并由此产生的热演化需要单独计算每个晕。
2013-12-17 astro-ph.CO
Constraints on Primordial Magnetic Fields from Inflation
我们提出了一般的宇宙暴胀产生的磁场的界限。通过研究场在矢势上的边界，我们以一种与模型无关的方式约束了磁场的量子力学产生及其经典增长。对于经典增长，我们证明，只有当再加热温度低至T_{reh} <~ 10^2 MeV时，才能在当前宇宙中产生Mpc尺度上的10^{-15} G的磁场。对于纯量子力学的情况下，甚至更强的约束。我们的经典和量子力学的情况下适用于通用理论的膨胀磁与两个衍生工具的时间动力学项的矢量位。在这两种情况下，磁场强度受到同时产生的电场的重力反作用的限制。作为量子力学场景的一个例子，我们构建了时间同态自发破缺的矢量场论，并探索了光速可变的磁场产生理论。在例子中还分析了量子矢量场涨落到经典涨落的转变。
2016-03-09 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Star Formation in Extreme Environments: The Effects of Cosmic Rays and Mechanical Heating
内容：极端环境的分子数据，如Arp 220和NGC 253，显示了极高的宇宙射线（CR）率（10^3-10^4 * 银河系）和超新星驱动湍流的机械加热的证据。目的：探讨高CR率和机械加热对云化学的影响。研究方法：PDR模型使用经过充分检验的化学和辐射传输程序对低密度云（n=10^3）和高密度云（n=10^5.5 cm^-3）进行了预测。相关物种的列密度进行了讨论，并特别注意与水有关的物种。通量显示为O、C+、C和N+的精细结构线，以及CO、HCN、HNC和HCO+的分子线。与X射线主导区域模型进行了比较。结果如下：当已经暴露于大量UV时，对于不同的机械加热和CR速率，[CII]、[CI]和[OI]的精细结构线非常相似。HCN和H2O的丰度提高非常高的机械加热速率，而电离的物种相对不受影响。当CR速率zeta > 5 * 10^-14 s^-1时，OH+和H2O+的浓度会增加。OH+、OH、H2O+、H2O和H3 O+的组合追踪CR率，并且能够区分增强的宇宙射线和X射线。
2010-10-05 astro-ph.CO
High Frequency Spectrum of Primordial Gravitational Waves
Tohoku University（东北大学）
研究原初引力波在通胀前后高频谱的产生机制，揭示低频与高频区域的联系，展示谱特征对区分通胀模型的重要性。
2026-05-01 astro-ph.CO hep-ph
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
Dark matter and stable bound states of primordial black holes
我们提出了形成原始黑洞引力束缚态的三个原因，称为黑洞，利用牛顿引力和非相对论性量子力学，我们发现了一个纯粹的量子力学质量-黑洞中各组成黑洞不重叠的一种不相容性质。这保证了黑洞象普通物质一样占据空间。黑洞只发出引力辐射，其光谱是与氢原子的性质完全类似。其中一部分光谱位于正在建造的探测器可以到达的区域，这些黑洞将在星系周围形成晕，是当今宇宙中暗物质的重要组成部分，也可能是宇宙中不可见的畴壁的组成部分。
2003-08-17 astro-ph astro-ph.CO gr-qc
Stars and Black Holes from the very Early Universe
本文研究了从QCD相变到BBN及以后的极早期宇宙中类星天体的产生机制。有人认为，在考虑的过程中，原始的黑洞与质量以上的几个太阳质量到超重的可以创建。这可能解释了早期类星体的产生与周围介质的化学演化以及所观察到的黑洞的低质量截止。它还表明，致密的原始恒星可以创建在考虑的时代。这样的恒星后来可能成为非常早期的超新星，特别是高红移的伽玛暴。在模型的一个版本中，一些创建的对象可以由反物质组成。
2013-09-13 astro-ph.CO hep-ph
Bypassing the Lyth Bound with Entangled Gravitons: Primordial Signatures and Late-Time Noise
Jagiellonian University（雅盖隆大学）
该研究通过量子纠缠引力子机制，绕过Lyth界限，产生独特的量子印记和引力波噪声增强。
2026-02-24 astro-ph.CO gr-qc
The impact of primordial supersonic flows on early structure formation, reionization and the lowest-mass dwarf galaxies
Tseliakhovich和Hirata最近发现，对宇宙学线性微扰理论的高阶修正导致了复合后的超音速相干重子流（即z~1020），相对于底层暗物质分布的均方根速度为~30 km/s，共动尺度为~<3 Mpc/h。为了研究这些相干流的影响，我们在5.0和0.7 Mpc/h的箱中进行了高分辨率N体加SPH模拟，整体流速为0（作为参考），30和60 km/s。模拟通过考虑详细的、原始的、非平衡气体化学（即H、He、H2、HD、HeH等）来跟踪宇宙结构的演变，冷却、恒星形成和恒星演化的反馈效应。我们发现，这些整体流抑制了低质量晕中的恒星形成（即在z~13之前，Mvir<~ 10^8 Msun），使第一批天体的丰度降低了~1%-20%，因此，宇宙恒星形成历史推迟了~ 2 e7年。单个物体中的气体分数在很早的时候就可以改变到两倍。因此，相干体流对（i）在最低质量晕（例如dSphs）中的恒星形成，（ii）通过抑制宇宙中某些斑块的再电离开始，以及（iii）中性氢的加热（即自旋温度）具有影响。我们推测，补丁性质的再电离和加热的几个Mpc尺度可能会导致增强的HI自旋温度的差异，引起更强的变化在HI亮度温度在黑暗时代后期。
2010-12-09 astro-ph.CO
Counts of high-redshift GRBs as probe of primordial non-Gaussianities
我们建议使用高红移长$γ$射线暴（GRB）作为宇宙学工具来限制密度场中的原始非高斯性。通过使用不同的高斯和非高斯模型的不同宇宙学体积的数值，N体，流体动力学，化学模拟，我们自洽地将宇宙恒星形成率密度与相应的GRB率联系起来。假设伽玛暴是宇宙恒星形成的合理示踪剂，我们发现，正的本地非高斯性，描述的非线性参数，\fnl，可能会显着提高伽玛暴率在高红移，$z \gg 6$。如果\fnl为$\sim 1000$，则相对于高斯情况的偏差占几个数量级，\fnl为$\sim 100$占一个数量级，\fnl为$\sim 50$占$\sim 2$因子。这些差异只在大红移时才被发现，而在稍后的时间里，速率趋于收敛。此外，我们的预测和观测到的伽玛射线暴数据之间的比较，在$z > 6$允许排除大的负\fnl，与以前的作品一致。未来在极高的红移（$z\sim 15-20$）下探测到任何长伽玛暴都可能有利于具有正\fnl的非高斯场景。更严格的限制需要更大的高- $z$ GRB完整样品，目前在文献中不可用。通过区分从贫金属人口III制度，和金属富集人口II-I制度的GRB率的贡献，我们得出结论，后者是一个更坚实的示踪剂的基本物质分布，而前者是强烈主导的反馈机制，从第一，大质量，短寿命的恒星，而不是由可能的非高斯波动。这与假设的人口III初始质量函数完全无关。
2012-09-11 astro-ph.CO
HD/H2 Molecular Clouds in the Early Universe: The Problem of Primordial Deuterium
我们在类星体J 0812 +3208和Q1331+170的光谱中分别发现了新的高红移HD吸收系统，z_abs=2.626和z_abs=1.777。每个系统由两个子系统组成。已测定HD柱密度：在J0812+3208的光谱中，log（N（HD），A）=15.70+/-0.07，z_A=2.626443（2）; log（N（HD），B）=12.98+/-0.22，z_B=2.626276（2）; log（N（HD），C）=14.83+/-0.15，z_C=1.77637（2）; log（N（HD，对于Q1331+170光谱中的z_D=1.77670（3），D）=14.61+/-0.20。其中三个子系统测得的HD/H2比已被发现大大高于我们银河系中典型的云的值。讨论了对宇宙重子密度Ω_{b}最为敏感的原初氘丰度的确定问题。利用分子云的化学模型，我们估计了同位素比D/H=HD/2H_2=（2.97+/-0.55 x10 ^{-5}）和相应的重子密度Ω_{b} h ^2 =0.0205^{+0.0025}_{-0.0020}。该值与分析宇宙微波背景辐射各向异性得到的Ω_{b}h^2=0.0226^{+0.0006}-0.0006}符合得很好。然而，在高红移云中，在低金属量和低尘埃含量的条件下，即使在自屏蔽的情况下，氢也可能不完全分子化。在这种情况下，HD/2H_2比值可能与实际的D/H同位素比…
2010-09-21 astro-ph.CO
The onset of star formation in primordial haloes
恒星的形成一直是天体物理学中未解决的问题。大尺度结构模拟的数值研究不能解决整个过程，他们的方法通常假设只有密度超过典型阈值的气体才能容纳和形成恒星。我们调查宇宙学恒星形成的发病和比较几个非常高的分辨率，三维，N体/SPH模拟，包括非平衡，原子和分子化学，恒星形成处方，和反馈效应。我们研究了原始恒星的形成如何依赖于气体密度阈值，宇宙学参数和初始设置。对于平均密度初始条件，我们发现标准低密度恒星形成阈值（0.2 h^2/cm 3）模型预测恒星形成的开始时间为z~25-31，具体取决于所采用的宇宙学。在这些模型中，恒星的形成与达到临界点和有效逃逸坍缩之间的时间无关。在高红移时，这个时间间隔代表了哈勃时间的一个重要部分，因此这个假设可以诱导大的人为偏移到恒星形成的开始。选择更高的密度阈值（135 h^2/cm 3）可以跟踪整个冷却过程，然后估计恒星形成的开始是在红移z~12-16处。当考虑孤立的、罕见的、高密度的峰值时，化学演化要快得多，第一个恒星形成事件发生在z > 40，几乎与密度阈值的选择无关。这些结果可能对第一个宇宙学物体的形成红移产生影响，这是从平均密度环境的直接数值模拟中推断出来的，也可能对宇宙再电离历史的研究产生影响。
2009-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of the First Galaxies: Theory and Simulations
第一个星系的性质在很大程度上是由第一代恒星形成的，这些恒星发出高能辐射，并在爆炸成为超新星时释放出大量的机械能和第一批重元素。我们调查的第一个星系在这种情况下形成的理论，专注于宇宙学模拟的结果，以说明一些定义其属性的关键过程。我们首先讨论原始气体在最早恒星发射的高能辐射的影响下并入最早星系时的演化;然后我们转而考虑第一颗超新星注入重元素如何改变原始气体的演化并改变第一个星系的特征。最后，我们讨论了未来的观测任务的第一个星系的检测前景，特别是专注于原始恒星形成星系可能被发现的可能性。
2015-09-14 astro-ph.CO
Primordial Black Holes as Dark Matter
我们研究了一些模型，在这些模型中，霍金温度为辐射主导时代开始时的辐射温度量级的黑洞谱可以生存足够长的时间，以便在我们宇宙中观察到的物质与辐射之间的交叉处产生物质主导时代。我们发现，这种黑洞的密度足够大时，确实可以做到这一点。更强的观测约束，即黑洞的寿命至少与宇宙的当前年龄一样长，这是很难评估的，因为在物质主导的时代，黑洞合并。然后，我们研究所需的密度和质量是否与全息时空（HST）模型的通货膨胀是一致的。我们发现，他们是，但把温和的限制慢滚参数$ε= - \frac{\dot{H}}{H^2}$在该模型是小的。这个界限并不比模型对张量涨落的预测的观测界限更强。在再热温度下，在一个单一种类的黑洞模型中，所需的黑洞密度必须被看作是量子力学的偶然事件。在这样一个模型中，我们的宇宙存在是因为一个低概率的量子涨落。
2020-08-01 astro-ph.CO gr-qc hep-th
The chemistry of population III supernova ejecta: II - The nucleation of molecular clusters as a diagnostic for dust in the early universe
我们研究形成的分子前体尘埃在第三星族超新星喷出物使用化学动力学方法。我们的工作重点是零金属丰度20 Msun和170 Msun的祖先，我们认为完全宏观混合和未混合喷出物。用一个新的化学反应网络描述了小分子硅、金属氧化物和硫化物、纯金属和碳团簇的成核阶段。我们考虑的临界成核率的压力依赖性的影响，并测试微观混合的He+对碳尘形成的影响。170 Msun的超新星前身的未混合喷出物合成了约5.6 Msun的小星团，而20 Msun的对应物产生了约0.103 Msun。我们的研究结果指出，在喷出物中形成的尘埃量较少。III超新星的系数~ 5相比，由以前的研究得出的值，并不同的尘埃化学成分。这种偏差是由于一些错误的假设，不恰当地使用经典的成核理论来模拟尘埃的形成，以及忽略了超新星喷出物中分子的合成。大质量的Pop. III超新星的未混合喷出物主要形成二氧化硅和/或硅酸盐，以及纯硅颗粒，而它们的低质量对应物则形成以二氧化硅和/或硅酸盐为主的尘埃混合物，纯硅和铁硫化物。无定形碳只能在富碳区缺乏He+的喷出物中凝聚。第一次尘埃富集的原始气体在早期宇宙从Pop. III大质量超新星主要包括纯硅，二氧化硅和硅酸盐。如果碳尘存在于红移z> 6处，则必须考虑其他尘埃源。
2010-02-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
The role of the H$_2$ adiabatic index in the formation of the first stars
H $_2\,$（$γ_{\mathrm{H_2}}$）的绝热指数在$100-10^4\,\mathrm{K}$之间的温度下是不恒定的，这是由于其旋转模式和振动模式之间的大的能量间隔。对于第一批红移20及以上的恒星的形成，这种变化可能是显着的，因为原始分子云在这个温度范围内，由于缺乏有效的冷却尘埃和金属。我们研究了原始初始质量函数的$γ_{\mathrm{H_2}}$的变化可能的重要性，通过进行80个三维重力流体动力学模拟不同的随机湍流速度场的坍缩云，一半使用固定的$γ_{\rm H_2} = 7/5$在经典双原子气体的限制（在早期的作品中使用），一半使用精确的量子力学治疗$γ_{\mathrm{H_2}}$。我们使用自适应网格细化代码FLASH与KROME的原始化学网络进行这项研究。模拟套件产生了近400颗恒星，质量来自$0.02 - 50$ M $_\odot$（平均质量$\sim 10.5\,\mathrm{M_{\odot}}$和平均多重性分数$\sim 0.4$）。虽然当我们改变对$γ_{\mathrm{H_2}}$的处理时，个别模拟的结果确实不同，但我们发现在两组运行中形成的恒星的总体质量或多重性分布没有统计学上的显著差异。我们的结论是，至少在辐射反馈开始之前，近似H $_2$作为一个经典的双原子气体与$γ_{\rm H_2} = 7/5$不会引起显着的错误，在模拟原始…
2019-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Primordial Power Spectra of Cosmological Fluctuations with Generalized Uncertainty Principle and Maximum Length Quantum Mechanics
宇宙粒子视界作为宇宙中最大可测量长度$l_{max}$的存在导致量子不确定原理（GUP）推广为$Δx Δp \geq \frac{\hbar}{2}\frac{1}{1-αΔx^2} $的形式，其中$α\equiv l_{max}^{-2}$。最近，一位作者\cite{Perivolaropoulos:2017rgq}已经证明，由于当前粒子视界的尺度非常大，这种GUP对简单量子力学系统的影响非常小（超出当前的测量范围）。在早期宇宙中，在暴胀原始涨落谱的量子产生期间，情况并非如此。我们估计这样的GUP上的原始波动谱和相应的光谱指数的影响。我们将场对易关系推广为$[φ(k),π_φ(k')]$ = $iδ(k-k')\frac{1}{1-μφ^2(k)}$，其中$μ\sim α^2\equiv l_{max}^{-4}$是场对易参数，$φ$表示标量场，$π_φ$表示其正则共轭动量.我们获得预测的原始扰动谱为$P_S(k)=P_S^{(0)}(k)\left(1+\frac{\barμ}{k}\right)$，其中$\barμ\equivμV_* \simeq \sqrtα= l_{max}^{-1}$（这里$V_*\simeq l_{max}^3$是对应于$l_{max}$的体积），$P_S^{(0)}(k)$是在海森堡不确定原理（$μ=0$）背景下获得的标准原始谱。我们表明，预测的标…
2019-12-19 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
