冲击压缩原始气体的冷却

我们发现，在红移 z > 10 时，HD 线冷却允许强烈冲击的原始气体冷却至宇宙微波背景 (CMB) 的温度。这一温度是通过辐射冷却可达到的最小温度。只要 HD 的丰度（归一化为总数密度）超过约 $10^{-8}$ 的临界水平，CMB 温度底 would 在比哈勃时间短的时间内被达到。我们估算了从冲击原始气体中形成的恒星特征质量，以及来自暗物质晕体在层级结构形成期间的合并所产生的恒星特征质量，约为 $10 M_{solar}$。此外，我们表明 HD 冷却使原始气体在残余 H II 区域中冷却至比仅通过 H2 冷却达到的温度低得多。我们确认在原始气体未经过等离子化阶段的情况下，HD 冷却是无关紧要的，例如在 z ~ 20 质量约为 $10^{6} M_{solar}$ 的小晕体中非常早期恒星形成过程中。