原星系气体的湍流可压缩性

星系中的恒星形成率应与能够达到足够高密度以发生引力坍缩的气体比例有关。在具有湍流星际介质的星系中，该比例由有效正压指数 $gamma = dlog P/dlog (rho)$ 控制，该指数衡量湍流可压缩性。当冷却时标小于动力学时标时，可以利用热平衡条件，根据冷却和加热函数的导数来评估 gamma。我们针对金属丰度极低以至于 H_2 和 HD 冷却占主导的原星系，给出了 gamma 的计算结果。对于与温度无关且与密度一次方成正比的加热率，湍流气体在大密度处相对“硬”（$gamma >= 1$），但在密度低于约 $10^4 cm^(-3)$ 时则中等“软”（$gamma <= 0.8$）。在低温下，密度概率分布对于大于该值的密度应迅速下降，该值在物理上对应于 HD 的碰撞和辐射退激速率相等的临界密度。因此，湍流原星系中达到的密度取决于我们宇宙中相对较高的氘丰度。我们预期相同的物理效应会发生在具有不同冷却剂的较高金属丰度气体中。还讨论了云坍缩导致的绝热（压缩）加热占主导的情况，并提出了一个关于第三族星最大质量的标准。