第二代恒星的临界金属丰度

第一代大质量恒星可能通过其对周围气体的金属增丰影响第二代恒星的形成。我们研究了“临界金属丰度”(critical metallicity)，定义为原始气体通过 O I (63.18 微米)、Si II (34.8 微米)、Fe II (25.99 和 35.35 微米) 以及 C II (157.74 微米) 的精细结构线冷却的效率高于通过 H I 或 H2 线发射时的金属丰度值 Z_crit。我们探索了红移 z = 10-30 处由早期超新星喷出的微量重元素播种的冷却气体的时间依赖热力学和碎裂过程。由于不同的核合成模式（$\alpha$过程、Fe 族）产生的丰度比远离太阳值，这些早期恒星种群很可能受到 O、Si 和 Fe 冷却的影响。我们的模型还包括精细结构线和 H2 与宇宙微波背景 (CMB) 的辐射耦合，这设定了一个温度下限（在 z = 25-30 时为 70-80K），可能会增加金斯质量。H2 由复合时代遗留或维里化过程中产生的电子的催化效应形成。这些电子形成 H$^-$离子 (H + e $\to$ H$^-$ + $\gamma$)，进而通过结合脱离 (H$^-$ + H $\to$ H2 + e) 形成 H2。在 z = 10-30 的维里化晕中，气体密度 ($n = 1$-$100$ cm$^{-3}$) 远低于临界密度 $n_{cr} = 10^{5-6}$ cm$^{-3}$，而在该临界密度下 (O, Si, Fe) 精细结构线达到局部热动平衡 (LTE) 布居并产生最有效的冷却。因此，在 $n = 1$-$100$ cm$^{-3}$时，$Z_{crit}$最初可能超过 $0.01 Z_\odot$，然后在 $n = 10^6$ cm$^{-3}$时降至 $10^{-3.5} Z_\odot$，此时金斯质量可能印刻在恒星质量函数上。质量为 $10^8 M_\odot$、金属丰度为 $0.01 Z_\odot$且温度为 200K 的原始云将在 z = 4 处产生红移精细结构线，通量介于 $10^{-22}$和 $10^{-21}$ Watts/m$^2$之间。