极大质量无金属恒星如何启动宇宙再电离

(摘要略) 利用从头计算的宇宙学欧拉自适应网格细化辐射流体动力学计算，我们探讨了极大质量恒星如何启动宇宙再电离过程。模型包含了非平衡原始气体化学和冷却过程，并在 Case B 近似下使用自适应光线追踪光子包进行精确的辐射传输，同时保留了传输方程中的时间导数项。超新星反馈被建模为在秒差距尺度触发的热爆炸。所有计算在任何时刻都至少用 16 个网格单元分辨局部金斯长度，从而覆盖了约 $10^6$ 的空间动态范围。这些首批再电离源具有高度的间歇性和各向异性，它们首先光致电离其形成所在的晕周围的小尺度空洞，而非其嵌入的致密纤维状结构。随着并合天体形成更大的矮星系尺度的星系，紫外辐射的逃逸分数降低，HII 区仅在星系的某些侧面突破，使其各向异性更加显著。在三个案例中，超新星激波在早期由电离前沿不稳定性形成的过密区域诱发了恒星形成。这些恒星形成于其母体暗物质晕中心数十秒差距之外。当计算中以 $10^6 M_\odot$ 晕内的恒星形成占主导时，每次持续电离大约需要 5 个电离光子。随着晕变得大于 $\sim 10^7 M_\odot$，电离光子逃逸分数下降，这在仅包含恒星反馈的计算中将每次电离所需的光子数增加至 15-50 个。在这些更大质量的晕中，超新星反馈创造了更弥散的介质，使得恒星辐射更容易逃逸，从而维持了每次持续电离 5 个电离光子的比例。