宇宙早期恒星形成中的負(fù)反饋影響.pdf

1、在過去的幾十年里，ACDM宇宙學(xué)模型及大尺度結(jié)構(gòu)形成的自下而上的等級成團(tuán)理論已經(jīng)獲得了很多來自不同巡天項(xiàng)目(例如：HST，WMAP，SDSS)的觀測的支持，并且在高分辨率的數(shù)值模擬(例如：N-body，hydrodynamics等等。)中也有很好的驗(yàn)證。然而由于重子在輻射背景和引力場中演化的高度復(fù)雜性，使得許多問題并未被充分澄清，包括星系在暗物質(zhì)暈中的演化細(xì)節(jié)(如氣體凝聚冷卻，星系中的恒星形成歷史及來自發(fā)光天體的反饋?zhàn)饔?和再電離歷史等

2、。這些不確定性與我們尚不能直接觀測第一代天體是有直接關(guān)聯(lián)的。盡管如此，基于一些現(xiàn)有的觀測，我們?nèi)匀豢梢栽诖祟I(lǐng)域做一些理論模型，甚至給出一些預(yù)言來指導(dǎo)觀測。正在進(jìn)行中的WMAP衛(wèi)星對宇宙微波背景(CMB)的觀測以及對最高紅移類星體(QSOs)的研究給宇宙再電離歷史以很強(qiáng)的限制。最近對z～6的QSOs的光譜上的Gunn-Peterson吸收槽[Gunn＆Peterson1965]的探測，表明在紅移z～6.5左右中性氫的分?jǐn)?shù)是少于50％的[W

3、yitheeta1.2005，F(xiàn)aneta1.2006]。另一方面，來自CMB的觀測表明Thomson電子散射光深Te=0.084+0.016-0.016[WMAP5年的數(shù)據(jù)+Ia型超新星+重子聲峰震蕩(BaryonAcousticOscillations)，詳見Komatsueta1.(2008)]，意味著宇宙在紅移9.4≤zre≤12.2期間被電離完。 我們知道比鋰元素重的金屬是恒星核反應(yīng)的特產(chǎn)(而不是來自早期宇宙大爆炸的核

4、合成)。一些第一代恒星(也就是所謂的星族Ⅲ的恒星，PopⅢ)會(huì)以超新星爆發(fā)的形式結(jié)束自己的一生，這就會(huì)把大量重元素拋到星系際介質(zhì)(IGM)中。當(dāng)IGM中的金屬豐度到達(dá)某一臨界值Zcrit的時(shí)候，氣體就不會(huì)再形成PopⅢ的恒星了，而是星族Ⅱ(PopⅡ/Ⅰ)的恒星。PopⅡ會(huì)逐漸取代第一代恒星繼續(xù)照亮宇宙。作為最早期的重元素的散布者，PopⅢ的SNe主導(dǎo)了從第一代恒星到第二代恒星的轉(zhuǎn)變過程。盡管PopⅢ的存在有利于解釋諸如從原初的Z～10-

5、12-10-10-10到PopⅡ的Z～10-4-10-3的金屬增豐問題，超大質(zhì)量黑洞的形成問題，宇宙再電離和G矮星等問題[Ciardi&Ferrara2005]，但是要觀測PopⅢ似乎是毫無希望的，除非哈勃太空望遠(yuǎn)鏡(HST)的接班人JamesWebbSpaceTelescope(JWST)升空[Barkana&Loeb2001]。 以上羅列的一些事實(shí)要求人們?nèi)リP(guān)注高紅移宇宙發(fā)生的事情。在沒有很高紅移(z≥10)觀測數(shù)據(jù)的支持的

6、情況下，人們經(jīng)常求助于數(shù)值模擬。有的作者關(guān)注第一代超新星的爆發(fā)效應(yīng)[Yoshidaeta1.2003，Kitayama＆Yoshida2005，Greifeta1.2007]，也有人關(guān)注來自PopⅢ的星風(fēng)影響[Meyneteta1.2006，Ricottieta1.2008]。我們的理論工作就是基于類似的數(shù)值模擬的結(jié)果。 在本文中，我們研究了恒星形成過程中的負(fù)反饋效應(yīng)。我們發(fā)現(xiàn)輻射反饋對于第一代天體很重要，能顯著抑制第一代天體(

7、恒星)的形成。然而來自超新星的力學(xué)反饋卻不能明顯地抑制早期的恒星形成。輻射和力學(xué)反饋共同主導(dǎo)了第二代或者第三代恒星的形成率。來自第一代恒星的反饋很強(qiáng)，不能被忽視。但其對再電離以及Thomson電子散射光深的貢獻(xiàn)不占主導(dǎo)。此外，在早期小暗物質(zhì)暈里的恒星形成很有可能是自我調(diào)節(jié)的。本文第一章介紹了ACDM宇宙學(xué)模型的框架。我們的工作就是在此框架下展開的。第二章中我們介紹了重子的演化情況。包括第一代天體的形成，演化，終結(jié)；宇宙再電離和概括地提及