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第一代恒星和星系的形成  

2009-11-14 04:32:23|  分类: 海外文摘 |  标签: |举报 |字号 订阅

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第一代恒星和星系的形成

Volker Bromm等人 文 Shea 编译

大型的地面和空间望远镜观测可探测的宇宙历史从现今一直可以追溯到宇宙年龄不足现在的十分之一处。在往前则仍然是留待进一步深入的前沿,正是在那里形成了第一代恒星、星系以及大质量黑洞。通过赋予宇宙第一屡光以及超越在大爆炸中所形成的原初氢和氦以外的其他化学元素,第一代的这些天体彻底地改变了早期宇宙。理论和即将到来的观测之间的互动将有望回答这一新兴领域中关键但又悬而未决的问题。

  在宇宙“黑暗时代”结束时第一代恒星和星系的形成是现代宇宙学的核心问题之一。在这个时期,通过在暗物质中的结构生长、来自第一代恒星的重元素输入以及从这些恒星和第一代黑洞的能量注入,宇宙从它简单的初始状态转变成了一个具有复杂等级式结构的系统。在我们的认识中,一个重要的里程碑是建立了宇宙演化的现代标准冷暗物质模型,它假设宇宙的结构是等级式形成的,即小的天体先形成进而不断并合成更大的系统。在这个模型中,形成于大爆炸之后几亿年的微型暗物质晕正是第一代恒星形成的场所。根据这一基本框架并且得益于新的高效计算工具的发展,数值模拟研究了在这些微型暗物质晕中原初气体分裂瓦解的特性,发现绝大多数的第一代恒星,即星族Ⅲ恒星,具有非常大的质量。最近,这一领域又在等级式结构的形成中向前迈进了一步,在第一代恒星形成并且影响它们周围的环境之后形成了第一代星系。随着新的观测设备的到来、超级计算技术所取得的长足进步,我们正在进入一个令人兴奋的发现期,而现在则正是综述我们目前的认识以及所存在挑战的理想时机。

  我们将从第一代恒星的形成开始,讨论对其大质量预言背后的物理机制,以及如果暗物质在小尺度上表现出非标准的特性这一结论将会如何被修改。接下去我们会论述来自第一代恒星的反馈效应,它们可能会使得随后的恒星形成推迟达1亿年左右。在谈到第一代星系形成的时候,我们会讨论在它们的形成过程中湍流和超新星反馈的重要性。有意思的是,在原初星系中央造成湍流的低温吸积流让人联想到了最近刚被提出的星系形成新模型。在这些新模型中低温吸积流被用来解释在更为近代的宇宙中通过平稳而非由并合驱动的大质量星系的形成方式。在最后我们将对未来十年可能取得的重大进展做一个展望。

第一代恒星的形成

  虽然仅仅在引力的作用下暗物质晕就能形成,但是形成诸如恒星和星系这样的发光天体是一个要更为复杂得多的过程。为了开启恒星形成过程,在暗物质晕中必须要积攒够足量的低温高密度气体。在早期宇宙中,由于原子具有较高的激发能而分子的转动能虽容易达到但数量却非常稀少,因此原初气体无法有效地通过辐射冷却。通过和电子的反应,氢原子可以形成痕量的分子氢。在合适的条件下这可以使得气体冷却并最终凝聚形成恒星。

  始于宇宙学初始条件的数值模拟显示,在位力温度约1,000开、质量约100百万个太阳质量的暗物质晕(因此称其为“微型暗物质晕”)中会形成原初气体云。在标准的冷暗物质模型中,在红移约为20-30,也就是宇宙诞生之后几亿年,微型暗物质晕被认为是恒星形成的第一场所。这些微型暗物质晕具有很强的成团性,因此来自第一代恒星的反馈效应对于决定其周围原初气体云的命运来说是非常重要的。由于来自一颗大质量恒星的远紫外辐射即可摧毁其母气体云中的所有氢分子,因此一片气体云中很有可能只能形成一颗恒星。原则上讲,形成第一代恒星的气体云可以碎裂形成一个双星或者多星系统,但是基于自洽宇宙学初始条件的数值模拟并没有显示出这一结果。尽管每片气体云中可形成恒星的确切数量还难以确定,但是应该不会很多,因此微型暗物质晕并不是星系。

  当在微型暗物质晕的中心积聚了足够多的物质之后,原初气体云就会发生雪崩式的坍缩。引发坍缩的最小质量由金斯质量所决定,而金斯质量又和系统的特征温度以及粒子的数密度有关。有人提出,化学、辐射冷却以及流体动力学之间的复杂相互作用会导致气体云的瓦解,但是即使是在超高分辨率的宇宙学模拟中也没有发现这一现象。不过有意思的是,来自非宇宙学初始条件的数值模拟却可以产生多个气体云核。这似乎说明,气体在初始时刻所具有的高度自旋最终会导致盘的形成以及随后的瓦解。在实际的宇宙学初始条件中是否会产生这些情况还需要拭目以待。

  虽然能引发第一次雪崩式坍缩的质量已经被很好地确定了,但是它只给出了对所形成恒星质量的大致估计。标准的恒星形成理论预言,一个小型的原恒星会先形成,然后通过吸积周围的气体长成一颗大质量恒星。目前对第一代恒星形成的最高分辨率数值模拟已经证实了这一预言,并且这一过程也确实发生了在宇宙之中。但是,恒星的最终质量不仅由形成它的气体云的质量所决定,还牵涉到在其原恒星演化过程中的诸多反馈过程。在数值模拟中,星族Ⅲ恒星的最终质量通常由第一代原恒星碎块形成时的密度分布及其周围气体的速度场所决定,但是在缺乏原恒星反馈的前提下这可能是非常不精确的。在当代恒星的形成过程中原恒星的反馈效应已经被很好地研究了,但是对于原初的恒星它们之间会存在几个重要的不同。

第一代恒星和星系的形成情 - BolideMag - 火流星
[图片说明]:原初原恒星周围气体的投影分布。这里所显示的是在不同空间尺度上同一天体的气体密度。红色代表高密度区。图a:大尺度下宇宙学微型暗物质晕周围的气体分布;图b:自引力产星气体云;图c:完全分子核的中央部分;图d:最终的原恒星。版权:AAAS。点击放大

  第一,原初气体中不含有尘埃颗粒。其结果是,作用在气体上的辐射力要弱得多。第二,通常假设在原初气体中磁场的作用并不重要。因为除非牵涉到特殊的机制,否则早期宇宙所产生的磁场强度非常小,以致于无法在原初恒星形成的气体中起到大的作用。在现代的恒星形成中,磁场至少具有两个重要的作用:它们可以降低形成恒星气体的角动量,同时它们还会驱动会驱散大量母气体云物质的强劲外流。在原初情况下,星前气体可能具有较高的角动量,宇宙数值模拟证实了这一点。第三,在具有相同质量的情况下,原初恒星要比现代恒星的温度高得多,由此会产生更大的电离光度。

  对第一代恒星(星族Ⅲ.1)形成的精湛数值模拟代表了计算上的杰作,其中的坍缩过程可以从宇宙学尺度(共动坐标下百万秒差距,1秒差距=3.26光年)一直进行到原恒星尺度(亚天文单位),揭示出了原恒星形成的整个过程。然而,在缺乏对辐射物理机制描述的情况下,这些模拟无法精确地展示原恒星进一步生长的过程。现在,原恒星随后的演化都由近似的分析计算给出。通过对现代大质量恒星形成理论的推广,由此可以近似地给出数值模拟中所需要的初始条件,并且预言恒星周围吸积盘的生长。一些反馈效应决定了第一代恒星的最终质量。吸积气体中氢分子的光致离解作用会降低它冷却的速率,但是并不会终止吸积的过程。当原恒星长到20-30个太阳质量的时候,莱曼-α辐射压会在恒星的两极逆转气体下落的过程,但即使如此也不会显著地减小吸积率。当原恒星达到50-100个太阳质量的时候,由大量电离辐射所产生的氢Ⅱ区(电离氢区)的扩张才会大幅度地减小吸积率,但是吸积过程在恒星的赤道平面内仍能继续。最终,在吸积盘中由光致蒸发驱动的质量损失会终止吸积过程,并且确定下恒星的质量。这一最终质量取决于熵以及星前气体的角动量。在合理的情况下,这一质量会在60-300个太阳质量之间。

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[图片说明]:许多过程会影响原恒星的质量(横轴)和它的质量变化率(纵轴),这其中包括了原恒星吸积、反馈、光致蒸发等。版权:AAAS。

  许多物理过程会影响甚至彻底改变上面所描述的这一物理图像。虽然强度仍然不确定,但是由磁转动不稳定性所产生的磁场也许在原恒星盘中会变得重要,在吸积过程中可能也扮演了重要的角色。宇宙线和其他的外部电离源,如果它们在早期宇宙中存在的话,也会强烈地影响原初气体的演化。由于有大量的电子可以促进氢分子的形成,部分电离的气体可以更为有效地冷却。这些气体可以冷却到比中性气体所能达到的更低一些的温度,此时由氘化氢分子造成的冷却效应会开始变得重要。

  如果暗物质的特性和上面假设的不同,那么对于标准模型而言还会有更多重要的改变。在标准模型中,一个关键的假设是暗物质仅通过引力和重子物质发生相互作用。但是,暗物质可以间接地影响星前气体的动力学。冷暗物质的一大候选者是渺中子,它的自湮灭截面非常大。因此在密度非常高的区域,渺中子暗物质预期会发生对湮灭现象,释放出π介子、电子-正电子对以及高能光子。当密度足够高的时候,这些湮灭产物可能会有效地加热坍缩中的原初气体云,由此阻止坍缩的进行。在有暗物质湮灭的情况下对恒星结构的计算显示,它们会经历一个温度在4,000-10,000开的演化阶段,这个温度要比通常的星族Ⅲ恒星低很多。这一效应的强弱非常敏感地依赖于暗物质的聚集程度以及渺中子湮灭的最终产物。此外,在目前的计算中都做了球对称假设,但是重子物质和暗物质的角动量也许会显著地遏制暗物质的高密度积聚,由此它们也会无法有效地湮灭。虽然如此,如果渺中子被探测到具有一个“合适”的质量范围,那么早期恒星的形成模型可能就需要涵盖暗物质湮灭的效应。

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[图片说明]:暗物质性质和早期恒星形成。在红移等于20处,在冷暗物质(图a)和温暗物质(图b)模型下气体的投影分布。如果原初密度谱的功率在小尺度上降低的话,第一代恒星就会比在标准冷暗物质模型中晚得多形成。如果暗物质是温的,即具有较大的速度弥散,小尺度上的密度扰动就会被抹去。在相应的质量范围上结构形成的等级也会被截断,第一代宇宙学天体的质量就会超过100万个太阳质量。在轻温暗物质模型中,气体会坍缩成纤维状结构,它们会进一步瓦解成多个恒星核。在这一模型下,产星暗物质晕的丰度也会急剧下降。版权:AAAS。点击放大

第一代恒星的反馈

  上文中描述的一些反馈过程在影响单颗恒星形成的同时还会在大尺度上影响原初恒星的形成。大质量星族Ⅲ恒星所发出的大量电离辐射以及可解离氢分子的莱曼-沃纳辐射会剧烈地影响它们周围的环境,加热、电离几千个秒差距之内的原初气体,并且在更大范围内摧毁氢分子。此外,由第一代恒星发出的莱曼-沃纳辐射还会在宇宙学的尺度上传播,积累形成莱曼-沃纳背景辐射场。第一代恒星的辐射对它们局部环境的作用会严重影响星族Ⅲ恒星形成的数量和类型。在拥有星族Ⅲ.1恒星的微型暗物质晕中气体的光致加热会引发强劲的物质外流,降低微型暗物质晕中的气体密度,使得随后的恒星形成被推迟达1亿年以上。此外,毗邻的微型暗物质晕也可能会被光致蒸发,进而其中的恒星形成过程也会被推迟。在大多数情况下,由于丧失了能够使得气体坍缩并且形成恒星的冷却机制,由局部恒星形成区所发出的莱曼-沃纳光子造成的分子光致离解也会推迟恒星的形成。

  然而,通过在星族Ⅲ.1恒星遗迹周围残存的氢Ⅱ区中形成大量的分子,原初气体的光致电离也能促进恒星的形成。这一辐射反馈对于宇宙恒星形成率整体的影响是正面的还是负面的目前仍有争议。但是,从最近的数值模拟中已经得到了一些可靠的结论。首先,莱曼-沃纳反馈远没有最初想象的那么具有“自杀性”。现在相信,毗邻微型暗物质晕中的恒星形成并不会完全被压制,而仅仅是推迟。其次,来自第一代恒星的电离辐射极具破坏性,因为它会从本质上降低其宿主暗物质晕的密度。这一效应会导致第一代和第二代恒星形成之间明显的“代沟”。在宇宙中的每一个角落,“第一屡光”的这出戏因此会拥有两个清晰分明的舞台。

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[图片说明]:第一代恒星周围的辐射反馈。图中显示了蓝色的电离泡和大量绿色的高分子区。在中央恒星死亡之后留下的氢Ⅱ区中会有大量剩余的自由电子,它们会促进分子的形成。丰富的氘化氢分子会使得原初气体冷却到宇宙微波背景的温度,由此导致这些区域再次坍缩并且在出现引力不稳定性之后形成星族Ⅲ.2恒星。这一过程将使得恒星形成推迟大约1亿年。版权:Texas Advanced Computing Center。点击放大

  绝大多数对星族Ⅲ恒星演化和它们所产生超新星的研究都建立在这些恒星不自转的假设之上。对于初始质量在25-140个太阳质量以及大于260个太阳质量的星族Ⅲ恒星而言,它们最终会以坍缩成黑洞并且抛射出少量重元素的方式结束它们的一生。质量在140-260个太阳质量之间的星族Ⅲ恒星会以正负电子对不稳定超新星的形式爆发。它会瓦解整个前身星,产生1051-1053尔格的能量,并且会引发重元素质量比高达0.5的核合成过程。这样的超新星爆发会在核合成上呈现出比现在观测到的任何恒星都强得多的奇偶效应,其结果是它们无法对今天观测到的极贫金属性恒星中的金属产生重要的贡献。另一方面,正负电子对不稳定性超新星也可能会出现在一小部分具有中等金属性的恒星中,因为即使是一颗正负电子对不稳定性超新星就会使得环境中富含重元素。

  不过,如果第一代恒星在诞生的时候就拥有高速的自转,那么整个结果就将被修改。对于足够高速的转动而言,旋转引发的混合会使得核心在化学元素上变得均匀。在演化晚期恒星表面重元素的混入会导致严重的质量流失。如果在超新星爆发时核心依然保持着足够高的自转,就有可能形成长时间γ射线暴或者是由喷流引发的高能超新星/巨超新星,它们对于抛射出的金属丰度具有重要的影响。由于发电机效应所产生的磁场,因此这些演化计算中还有很大的不确定性。

  在许多细致的计算中研究了星族Ⅲ恒星爆发所施加的强力学和化学反馈效应。其中核心的问题是一开始没有金属的宇宙是如何富含第一代重元素的。最近,始于宇宙学初始条件的实际三维模拟已经可以用来研究这一过程,它们可以分辨出超新星爆发爆震波中的细节。这些模拟显示,早期的元素分布相当的不均匀,在金属可以到达高密度的纤维状结构和位力化的晕之前低密度的巨洞非常普遍。

第一代星系的形成

  第一代恒星形成场所的特征质量已经被确定在了大约100万个太阳质量左右,然而对于第一代星系形成所需的临界质量至今仍然未知。一种有希望的理论假设是质量在1亿个太阳质量、位力温度超过1万开的原子冷却晕。始于宇宙初始条件的数值模拟目前正在接近研究这些原子冷却晕是否能够形成第一代星系所需的分辨率和物理实在内涵。一般地,在这些模型中第一代恒星会先于星系形成,并且来自第一代恒星的反馈效应会在决定第一代星系形成的初始条件中扮演重要的角色。虽然第一代恒星总体的形成效率还有本质上的不确定性,但是至少有一颗原初恒星会在最终演化成第一代星系的地方形成。如果早期的恒星质量都大约10个太阳质量的话,那么前面描述的反馈作用就会在这个区域中影响后续的恒星形成。

  被氢Ⅱ区和第一代恒星超新星爆发驱赶出的气体温度过高,在冷却并且被重新纳入一个生长中的暗物质晕进而再一次达到高密度前无法进一步形成恒星。冷却和再坍缩过程都进行得非常缓慢,因此会使得第一代星系早期形成阶段中的恒星形成过程断断续续。分析模型和详细的数值模拟都显示,气体被重新纳入需要1亿年之久,差不多和第一代星系晕形成的动力学时间相当。

  由第一代超新星造成的化学增丰在第一代星系的形成过程中是最重要的因素之一。金属有效的冷却以及尘埃的热辐射会调节第一代星系恒星形成区中已富含金属的星族Ⅱ恒星的温度。“临界金属性”这一概念也被提出来用来描述恒星形成模式从大质量恒星占主导的星族Ⅲ或者星族Ⅱ向低质量星族Ⅱ恒星的转变。但是这一临界气体金属性还没有被很好地确定,甚至不清楚是否存在这样一个明显的转变。一些研究显示,即使在气体中仅含有少量的金属就足以对气体的热演化产生重要的影响,而其他人则认为在低密度下的冷却效率才是关键,并且只有当金属性超过太阳的万分之一时才会是显著的。由于单单一颗大质量星族Ⅲ正负电子对不稳定性超新星所产生的化学增丰就大于太阳金属性的百分之一,大大超过了任何预言值,因此这些争论可能仅具有学术意义。星前气体团块的特征质量可以通过除了辐射冷却之外许多物理过程来确定,例如湍流和发电机放大磁场。气体金属性对于恒星形成的整体效应可能非常有限。

  最近的宇宙学模拟已经表明,第一代星系中的恒星形成会受到在位力化过程中所产生的、由引力驱动的超音速湍流的强烈影响。这与微型暗物质晕中宁静、准流体平衡的状况形成了鲜明的对比。因此,第一代星系中会拥有第一代的星团。如果现在的恒星形成在这里为我们提供了任何启示的话,那就是引力湍流分裂会对星团的初始质量函数产生影响。其中一个尚未知晓的问题是,第一代星系中是不是会形成的第一代的球状星团,而球状星团是目前已知最年老的星团。

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[图片说明]:第一代星系中的湍流。图中显示的是从一个星系中央往外40千秒差距上的马赫数(Ma)。虚线标出的是大约为1千秒差距的位力半径。在位力激波的边缘马赫数接近1,在那里吸积的气体被加热到了位力温度。沿着纤维状结构低温气体的内流速度是音速的大约10倍,因此在星系的中央产生了强烈的湍流。此时的红移大约为10。版权:Wiley-Blackwell。点击放大

未来的实际探测

  对第一代恒星和星系形成的研究将会是未来十年天文学和宇宙学的前沿。届时天文学家们将拥有全面的观测仪器。其中最突出的是将关注于宇宙微波背景光子和自由电子汤姆森散射的光学深度、近红外背景、高红移γ射线暴、通过在最年老的银河系晕星中所发现的金属性来了解第一代恒星的性质(即“恒星考古学”)以及使用中性氢的21厘米辐射来研究再电离。詹姆斯·韦布空间望远镜将进行一系列的观测来检验我们目前第一代恒星和星系形成理论中所采用的基本假设。如何能明确地推测出大质量星族Ⅲ恒星的存在?最清晰的证据就来自于用特深近红外和远红外光谱仪测量单颗星族Ⅲ恒星或者星团周围氢Ⅱ区的复合线比例。由于星族Ⅲ恒星的高有效温度(10万开),在波长1,640埃处会产生很强的氢Ⅱ发射线,其与莱曼-α的比值会比普通恒星高出1-2个数量级。第二个重要的观测则是对超高红移超新星进行深宽波段的近红外成像观测。目的就是为了搜寻可能的正负电子对不稳定性超新星,由于它们的超高光度和极长的持续时间——在观测者的参考系中可持续数年——因此很好辨认。目前也正在加紧为将来的这些高红移观测提供有用的预言,这一领域的进展可能会非常快速。

[Nature 2009年5月7日]
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