原始恒星形成的暗物质晕环境

我们利用包含详细气体物理过程的宇宙学模拟，研究了可能宿主第一代（PopIII）恒星的高红移晕的统计性质（如形状和自旋）。在所考虑的红移范围（$11 < z < 16$）内，平均球度为 $<s> = 0.3 \pm 0.1$，且对于超过 90% 的晕，三轴性参数 $T \lesssim 0.4$，显示出对扁球体优于长球体的明显偏好。模拟中较大的晕往往更呈球形且为长球体：我们发现 $s \propto M_h^{\alpha_s}$ 和 $T \propto M_h^{\alpha_T}$，在 z = 11 时，$\alpha_s \approx 0.128$ 且 $\alpha_T= 0.276$。在 $z=16$ 时，暗物质和气体的自旋分布显著不同，重子物质的旋转速度慢于暗物质。而在较低红移处，由于两个分量之间有更长的时间间隔进行动量再分布，暗物质和气体的自旋分布几乎完全同步。气体和暗物质的自旋均遵循对数正态分布，在 z=16 时的平均值为 $<\lambda> =0.0184$，几乎与晕质量无关。这与之前的研究非常吻合。利用 McKee & Tan (2008) 的两个反馈模型（MT1 和 MT2）的结果，并将我们的晕自旋分布映射到 PopIII 初始质量函数（IMF）上，我们发现高红移处的 IMF 紧密跟踪自旋的对数正态分布。不过，取决于反馈模型，该分布的中心可能位于 $\approx 65 M_\odot$（MT1）或 $\approx 140 M_\odot$（MT2）。在较晚时期，由于旋转与晕质量之间的非线性关系，模型 MT1 演变为双峰分布，第二个显著峰值位于 $35-40 M_\odot$。我们得出结论，暗物质晕的性质可能是塑造第一代恒星 IMF 的关键因素。