早期宇宙中金属富集恒星形成的三种模式

对 III 类星（Pop III）恒星形成的模拟表明，它们的质量远大于今天观测到的 II 类星和 I 类星。这是由于无金属气体的坍缩动力学所决定的，而该动力学受分子氢的辐射冷却调控。我们通过在一系列不同金属丰度下进行预富集恒星形成的模拟，研究了金属添加到恒星形成环境后如何改变气体云的坍缩过程。对于低于临界金属丰度 $Z_{cr}$ 的情况，坍缩过程与无金属情况类似，仅形成大质量天体。对于远高于 $Z_{cr}$ 的金属丰度，高效冷却使气体温度迅速降至宇宙微波背景（CMB）温度。气体无法通过辐射冷却降至 CMB 温度以下，从而变得热力学稳定。在高金属丰度（$Z \geq 10^{-2.5} Z_{\odot}$）下，这在气体云演化早期、密度仍相对较低时发生。由此形成的云核几乎没有或没有碎裂，很可能形成大质量恒星。如果金属丰度并非远高于 $Z_{cr}$，气体云冷却效率高但未达到 CMB 温度，从而碎裂为多个天体。我们得出结论，在高红移（$z \geq 4$）时存在三种截然不同的恒星形成模式：一种"原初"模式，在极低金属丰度（$Z \leq 10^{-3.75} Z_{\odot}$）下产生大质量恒星（几十到几百 $M_{\odot}$）；一种 CMB 调控模式，在高金属丰度（$Z \geq 10^{-2.5} Z_{\odot}$，红移 $z \sim 15\text{--}20$）下产生中等质量（几十 $M_{\odot}$）恒星；以及介于两者之间的一种低质量（数 $M_{\odot}$）模式。随着宇宙年龄增长和 CMB 温度降低，低质量模式的适用范围扩展到更高金属丰度，最终成为唯一的恒星形成模式。（摘要）