寻找宇宙首批恒星
天文学家数十年来一直将望远镜推向更深的宇宙时间，每一次改进都发现了比上一次更奇特的东西。然而，有一个目标始终顽固地拒绝现身：第三星族星（Population III stars），即照亮宇宙的第一代恒星。
据认为，这些天体由仅含氢和氦的气体凝聚而成——不含比这两种更重的元素，天文学家将这些更重元素统称为“金属”。这种原始组成会使它们的行为与今天任何发光天体都截然不同。主流理论认为，它们增长得极其巨大，并以剧烈的方式结束生命。
德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心的Tae Bong Jeon发表的一篇新预印本论文，处理了一个看似简单的问题：那些原初星暴到底可能变得多大，以及詹姆斯·韦布空间望远镜（JWST）是否真有现实机会探测到其中一个？该论文可在arXiv上获取，尚未完成同行评审。
是什么让第三星族星如此难以捉摸
原始气体，巨大恒星
第三星族星的定义在于它们缺少什么。它们完全由氢和氦形成，从未获得后来世代恒星从死亡前辈那里继承的更重元素。在当今宇宙中，这些更重元素充当高效的辐射体，使气体云能够散失热量并碎裂成许多小恒星。没有它们，最早的气体云将难以分裂，反而有利于形成少量但质量大得多的天体。
这是理论。观测证明情况更为复杂。JWST已经发现了这些原始星暴的迹象——而且出乎意料的是，它们出现的时间远晚于望远镜发射前所写模型的预期。一些位于再电离纪元末期的星系显示出似乎源自这些无金属星暴的特征，但它们出现的时间比预测晚了数亿年。
早期气体云必须逃脱的两个陷阱
要使第三星族星暴持续足够长时间，以匹配JWST所看到的现象，构建它们的气体云必须穿过一根狭窄的针眼。必须避免两个生存陷阱：
- 过早坍缩：不能允许氢氦云向内坍缩并过早点燃。
- 金属污染：云必须避免被附近超新星散布的重元素污染。
在早期宇宙的混乱环境中，这些限制条件每一个都难以满足，而它们共同有助于解释为什么首批恒星可能比简单模型所暗示的要晚得多才出现。
为什么冷气体驱动一切
分子氢是唯一的冷却剂
在原初宇宙中，气体只有在找到冷却方式时，才能在自身引力下坍缩。一旦云变得足够致密，它就会升温——而热量会迫使它重新向外膨胀。唯一可用的冷却剂是分子氢（H2）。这种分子对首批恒星的形成至关重要：它使暗物质能够将足够多的气体聚集得足够近，从而使核聚变最终点燃。
这里时间线变得尴尬。在宇宙历史的后期阶段，分子氢更为丰富。理论上，这应该使第三星族星的形成更容易，而不是更难——而且由于这些恒星寿命很短，它们本应在JWST如今发现它们的那些纪元之前早已燃尽。
避免超新星污染
第二个陷阱是化学方面的。当一颗大质量恒星死亡时，它会将更重元素散布到周围环境中。任何漂离这种爆炸太近的原初云都会被金属增丰，其随后的恒星形成将不再符合第三星族星的定义。因此，使最早的云与邻近超新星碎片保持隔离是一项必要条件，而非细枝末节。
莱曼-维尔纳辐射作为延迟机制
如果问题是分子氢太多，一个可能的解决办法是去除其中一部分——而宇宙提供了一种机制。莱曼-维尔纳（LW）辐射由软紫外线光子组成，它们一接触分子氢就将其解离，分解为原子氢。
通过将一个区域中的H2剥离，LW辐射去除了那些云所依赖的冷却剂。这减缓了冷却过程，进而推迟了引力坍缩。实际上，足够强的莱曼-维尔纳光子背景可以将原初气体保持在悬置状态，将第三星族星的形成推迟到更晚时期，并使理论预测与JWST实际观测到的现象更加接近。
JWST能确认什么，不能确认什么
JWST的优势在于能够回望宇宙黎明，但迄今收集到的证据仍然是间接的。天文学家并没有看到单个第三星族星；他们正在解读再电离纪元末期附近星系中的特征，并追问原始星暴是否能解释它们。确认这一判断需要排除其他解释——增丰的恒星族群、不寻常的初始质量分布，或意外的尘埃行为。
Jeon的分析从物理极限的角度提出这个问题：考虑到冷却限制、辐射环境和污染风险，第一代星暴可能合理地增长到多大？一个明确的上限——或者没有上限——将为观测者提供一个具体目标，以及一种用真实数据检验相互竞争模型的方法。
前路
对第三星族星的搜寻位于理论与仪器能力的交汇处。关于莱曼-维尔纳辐射如何塑造早期恒星形成的更好模型，可以告诉天文学家该往哪里看，以及首批星暴本应何时出现。与此同时，更深入的JWST观测不断添加任何可行模型都必须经受住的数据点。
目前，宇宙的首批恒星仍然是一种预测，而非已确认的观测。但每一项新研究都在缩小窗口——而那些巨大的、无金属的星暴在数亿年后留下可探测痕迹的可能性，正是让这一领域持续运转的那类谜题。
本文基于Universe Today的报道。阅读原文。
Originally published on universetoday.com
