宇宙中第一代恒星、星系是如何形成的

宇宙中第一代恒星、星系是如何形成的 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。 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?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?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，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?.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?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。 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?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