球状星团与流动速度：在高分辨率宇宙学模拟中检验新的形成通道

球状星团的形成及其与暗物质分布的关系长期以来困扰着天文学家。最近提出的球状星团形成通道之一，将古老星团与早期宇宙中重子相对于暗物质的宏观流动速度联系起来。这些流动速度影响着重子向暗物质晕的整体内落、高红移晕质量函数以及最早代的恒星。在某些情况下，流动速度可能导致无暗物质的致密气体区域变得金斯不稳定，并可能形成致密星团。我们利用包含完整化学网络以及 H$_2$ 形成与破坏的宇宙学流体动力学模拟来研究这一假设，而 H$_2$ 的形成与破坏对第一代恒星的形成至关重要。我们发现，在具有显著流动速度的区域（约占宇宙的 1%）中的高密度气体确实与暗物质晕中心有一定偏移，但该偏移通常远小于维里半径。在我们的模拟中，暗物质晕外的气体从未达到金斯不稳定密度。我们推测，第三星族超新星的低水平（$Z \approx 10^{-3}\,Z_{\odot}$）金属增丰可能使晕外区域的气体得以冷却，使其冷却至 CMB 温度并变得金斯不稳定。需要开展同时包含流动速度和第三星族超新星金属增丰的后续模拟，以理解流动速度是否为早期宇宙中球状星团形成的一条路径。