确定光厚 H2 冷却及其对原初恒星形成影响的新方法

我们提出了一种新方法，用于在原初恒星形成模拟中估算光厚体制下的 H2 冷却率。我们的新方法基于 TreeCol 算法，该算法将物质分布投影到球面网格上，为计算域中的每个流体元创建柱密度图。我们通过利用相对气体速度改进了该算法，用相对谱线重叠对各个物质贡献进行加权，以恰当考虑多普勒效应。我们将新方法与广泛使用的 Sobolev 近似进行了比较，后者基于局部速度梯度和热速度估算柱密度。这种方法通常会低估光子逃逸概率，因为它忽略了密度梯度和云的实际形状。我们提出了 Sobolev 近似中真实谱线重叠的修正因子，以及一种基于局部量的新方法，该方法在云坍缩期间与精确结果拟合良好，冷却率的误差始终小于 10%。解析拟合公式在确定第一颗原恒星形成后的光子逃逸概率时失效（误差达 40%），因为它们基于球对称假设，一旦形成原恒星吸积盘便会失效。我们的方法产生了更低的温度，从而促进了距离第一颗原恒星 200 AU 处密度高于 $10^{10}/\mathrm{ccm}$ 时的碎裂。由于整体吸积率几乎不受冷却实现方式的影响，我们预期与使用 Sobolev 近似的先前模拟结果相比，我们的模拟中第三星族星（Pop III）的质量会更低。