再电离时期的双不稳定性超新星

理论上预测，质量在约 140 至 260 $M_{\odot}$ 之间的原初恒星会以双不稳定性超新星的形式死亡。这些超大质量前身星可能来自早期宇宙中的族 III 恒星。我们在一定质量和包络结构范围内对双不稳定性超新星的光变曲线和光谱进行了建模。在再电离红移 $z \geq 6$ 处，我们计算了双不稳定性超新星和核坍缩超新星的速率和可探测性，并表明利用 James Webb Space Telescope，可以通过这些超新星约束该时期的恒星初始质量函数，从而确定族 III 和族 II 恒星对再电离的贡献。我们还得出了 Ia 型超新星的速率，表明它们在再电离期间并不罕见，可用于探测 4-8 $M_{\odot}$ 处的质量函数。如果电离光子预算主要由顶部偏重的族 III 恒星的贡献主导，我们预测星系光度函数的亮端将被双不稳定性超新星所污染。