[科普中國(guó)]-第一代恒星

簡(jiǎn)介

第一代恒星，即星族III恒星。天文學(xué)家根據(jù)第一代恒星在宇宙早期形成的可能圖像，提出了至少4種關(guān)于星族III恒星的定義。第一代恒星是指可探測(cè)的第一代恒星：它是目前還未演化的(例如壽命≥14Gyr的恒星)、具有原初氣體化學(xué)成分的、銀河系中誕生的第一代恒星成員；或者零金屬豐度的第一代恒星是指金屬豐度[Fe/H]≤-6的恒星。雖然我們還未找到我們所定義的第一代恒星，但對(duì)其探測(cè)和研究有著十分重要的意義。首先第一代恒星研究為星系的早期演化、大質(zhì)量黑洞的形成和原始?xì)怏w星云的演化提供了豐富的信息。另外通過(guò)對(duì)第一代恒星的分光和測(cè)光觀測(cè)資料的分析，能提取出許多與之相關(guān)的重要信息，主要包括：

對(duì)銀河系暈的金屬豐度分布函數(shù)（MDF）的特性給出了限定條件，即MDF的下限是多少?

為測(cè)量第二代恒星的重金屬元素豐度、原初Li豐度、早期銀河系宇宙射線的輻射以及測(cè)量早期H型超新星爆發(fā)的元素產(chǎn)率和揭示其質(zhì)量分布等提供直接的線索；

為產(chǎn)生r-過(guò)程和s-過(guò)程所需的天體物理場(chǎng)所提供證認(rèn)；

為早期銀河系混合過(guò)程的效率、第一代AGB恒星的核合成結(jié)果提供證據(jù)；

利用輕和重元素作為天文測(cè)定時(shí)間的標(biāo)準(zhǔn)，估算出銀河系和宇宙年齡的最小極限；證明銀河系中厚盤的存在及厚盤的金屬豐度分布在低金屬豐度具有延伸的特性；

提供測(cè)量銀河系中暈和厚盤的速度橢球及它們隨銀河系中心距離的變化的工具；

為檢驗(yàn)具有逆向旋轉(zhuǎn)特性的高層銀暈、銀河系已經(jīng)發(fā)生的和正在發(fā)生的與其較小的伴星系并合所產(chǎn)生的亞結(jié)構(gòu)提供運(yùn)動(dòng)學(xué)上的限制等。

綜上所述，第一代恒星被期望攜帶著研究星系演化時(shí)早期階段中宇宙物理?xiàng)l件的信息。由于第一代恒星形成于沒(méi)有碳和重元素的原初氣體中，因此是最古老的亮物質(zhì)。目前，這些活著的、尚未演化的星族III恒星，如果能被探測(cè)到，將是揭示星系化學(xué)和動(dòng)力學(xué)演化的唯一證據(jù)。自宇宙微波背景輻射發(fā)現(xiàn)以來(lái)圖，關(guān)于宇宙起源的熱大爆炸理論被普遍接受岡。熱大爆炸模型中的元素核合成計(jì)算表明，宇宙中原始物質(zhì)由氫、氖、氦和極少量的銼元素組成。恒星光譜MK分類的一個(gè)基本假設(shè)是所有恒星的化學(xué)成分與太陽(yáng)的化學(xué)成分相同。然而，1951年Chambelian和Aller發(fā)現(xiàn)了HD19445和HD140283兩顆星的化學(xué)成分與太陽(yáng)不同，特別是它們的金屬豐度[Fe/He}比太陽(yáng)低很多。Buribdge等人的論文發(fā)表以后，恒星具有與太陽(yáng)相同化學(xué)成分的觀點(diǎn)被質(zhì)疑。假設(shè)宇宙中除氫、氖、氦和銼之外的其它化學(xué)元素由超新星爆發(fā)產(chǎn)生，簡(jiǎn)單星系化學(xué)演化模型預(yù)言大約10%的低質(zhì)量恒星的金屬豐度是現(xiàn)在形成的恒星的金屬豐度的1/10。然而，簡(jiǎn)單星系化學(xué)演化模型中預(yù)言了過(guò)多的的貧金屬恒星，其比例與太陽(yáng)鄰近的觀測(cè)結(jié)果相矛盾，這就是所謂的“G矮星問(wèn)題”。原始?xì)怏w星云演化產(chǎn)生與宇宙熱大爆炸之后的物質(zhì)有相同化學(xué)組成的第一代恒星是必然的。然而，目前仍沒(méi)有直接的觀測(cè)證據(jù)表明第一代恒星的存在。第一代恒星是什么時(shí)候形成的?形成第一代恒星的初始質(zhì)量函數(shù)是什么?這些仍是十分有爭(zhēng)論的問(wèn)題1。

理論模型觀測(cè)事實(shí)表明已經(jīng)找到了極端貧金屬豐度的恒星(例如[Fe/H]=-4.1的恒星)，但令人遺憾的是目前還未能觀測(cè)到零金屬豐度的恒星.也就是說(shuō)，還不能宣布已經(jīng)找到了第一代恒星。從宇宙學(xué)觀點(diǎn)來(lái)看，第一代恒星的形成是必然的，為什么觀測(cè)不到這樣的恒星呢?為解釋這一現(xiàn)象，天文學(xué)者提出了許多理論模型2。

模型一Doom等人1985年提出如果第一代恒星的形成過(guò)程類似于現(xiàn)在星協(xié)的形成過(guò)程，那么我們已經(jīng)找到了“真正的第一代恒星”。它們是在大質(zhì)量O型星演化完成并產(chǎn)生n型超新星爆發(fā)導(dǎo)致周圍的星際介質(zhì)(以后簡(jiǎn)稱ISM)污染之前已經(jīng)形成的、具有初始化學(xué)元素成分的G矮星和K矮星。如果這些G矮星和K矮星就是“真正的第一代恒星”，那么大致應(yīng)該有10顆。形成這些恒星的初始質(zhì)量函數(shù)具有SalePetr的初始質(zhì)量函數(shù)形式，其質(zhì)量在0.8M任和0.9M之間。這些恒星是BPS巡天中的主要觀測(cè)目標(biāo)。因此在星暴過(guò)程中，如果小質(zhì)量恒星比大質(zhì)量恒星先形成，就不能完全排除真正的第一代恒星的存在。

模型二Truran和Cameron于1971年提出在金屬豐度為零的環(huán)境中的初始質(zhì)量函數(shù)形成恒星的截止質(zhì)量高于0.9M。因?yàn)槌跏假|(zhì)量低于0.9M的恒星，其主序年齡大于哈勃時(shí)間，到現(xiàn)在還未離開主序向紅巨星演化。如果最初形成恒星的截止質(zhì)量高于0.9M，則現(xiàn)在不可能還有第一代恒星存在。

模型三Lin和Murray(以下簡(jiǎn)稱LM)1992年提出未能探測(cè)到第一代恒星的原因是因?yàn)榻饘儇S度為零的環(huán)境下的初始質(zhì)量函數(shù)決定了在第一代恒星的形成過(guò)程中，大質(zhì)量的恒星占大多數(shù)(top一heavy)，低質(zhì)量第一代恒星的數(shù)目極少。因而，按照LM的這一觀點(diǎn)，最終會(huì)找到“真正的第一代恒星”。

模型四1986年，Cayerl提出了“臟”的星族III恒星模型來(lái)解釋為什么沒(méi)有觀測(cè)到零金屬豐度恒星的存在.該模型假設(shè)：在原始的ISM中，星云的引力塌縮在其中心部分首先直接形成大質(zhì)量恒星，之后相對(duì)于超新星爆發(fā)后產(chǎn)生的激波仍在繼續(xù)下落的冷氣體形成了被污染的低質(zhì)量恒星。這些被污染的低質(zhì)量恒星和大質(zhì)量第一代恒星基本上同時(shí)形成，稱其為“臟”的星族III恒星。

模型五Yoshii(1955)等人提出了與上面完全不同的觀點(diǎn)。我們已經(jīng)觀測(cè)到了第一代恒星，但其金屬豐度不再為零。模型假設(shè)當(dāng)?shù)谝淮阈谴┻^(guò)銀河系引力場(chǎng)時(shí)，它從周圍環(huán)境中吸積了一定量的被污染的(已經(jīng)增豐的)ISM，從而導(dǎo)致第一代恒星表面被污染而使其金屬豐度不為零。

模型六最近，Tsujimoto、Shigeyama和Yoshii(以下簡(jiǎn)稱為TSY)提出的星系暈的化學(xué)演化模型預(yù)言第一代恒星肯定存在。并指出如果取第一代恒星的IMF為SalPeter的IMF形式。估計(jì)每~顆暈星樣本中可以找到一顆星族m恒星。同時(shí)TSY認(rèn)為，不斷地尋找極端貧金屬豐度的恒星以增加BPS巡天樣本，為最終找到第一代恒星提供了極大的希望。但是如果原始?xì)怏w的IMF不同于SalPeter的IMF形式，而是有利于形成大質(zhì)量的恒星，或由于吸積ISM導(dǎo)致零金屬星的表面豐度的污染，則觀測(cè)到第一代恒星的可能性減少。

性質(zhì)第一代恒星剛形成時(shí)，由于缺乏金屬元素.所以剛開始的時(shí)候只能通過(guò)p-p鏈進(jìn)行核反應(yīng)。此反應(yīng)的產(chǎn)能率較低，因此恒星繼續(xù)收縮并導(dǎo)致更高的中心溫度，在這樣較高的溫度下，氦的3α反應(yīng)過(guò)程開始，合成少量的重元素，然后恒星就可以依靠氫的CNO循環(huán)反應(yīng)來(lái)維持自己處在穩(wěn)定的主序階段，因此，第一代恒星的溫度更高，表面有效溫度也很高，導(dǎo)致第一代恒星的光譜很硬，也就是相對(duì)于含金屬的同等質(zhì)量的恒星來(lái)說(shuō)，其光譜中高能部分占的比重較大。第一代恒星的結(jié)局取決于其質(zhì)量。如果忽略自轉(zhuǎn)影響，大致來(lái)說(shuō)，質(zhì)量在10到40太陽(yáng)質(zhì)量之間的恒星會(huì)產(chǎn)生超新星爆發(fā)，質(zhì)量在40太陽(yáng)質(zhì)量到140太陽(yáng)質(zhì)量之間的會(huì)直接坍縮為黑洞.質(zhì)量大于140太陽(yáng)質(zhì)量而小于260太陽(yáng)質(zhì)量之間的第一代恒星會(huì)以正負(fù)電子對(duì)不穩(wěn)定超新星(pair-instabilitysupernovae，PISN)的形式向周圍拋射出金屬，質(zhì)量比260太陽(yáng)質(zhì)量更大的話又會(huì)直接坍縮為黑洞.PISN會(huì)產(chǎn)生并拋射出大量的金屬，而且只要一個(gè)PISN就足以將其附近區(qū)域內(nèi)的氣體的金屬豐度由0提高到臨界豐度以上，因此可能在宇宙的金屬增豐和從第一代恒星到第一代星系的轉(zhuǎn)換中起重要作用。然而，PISN產(chǎn)生的金屬豐度有明顯的電荷奇偶效應(yīng)－－即偶數(shù)電荷的核素明顯多于奇數(shù)電荷的核素，而現(xiàn)在銀暈中已發(fā)現(xiàn)的幾顆極端貧金屬星中此效應(yīng)并不明顯，至少表明了PISN對(duì)形成這類恒星的前身氣體中的金屬貢獻(xiàn)不大。此外，如果第一代恒星有較快的自轉(zhuǎn)，其主序星階段核燃燒產(chǎn)生的金屬會(huì)在星內(nèi)重新分布，從而改變恒星的內(nèi)部結(jié)構(gòu)?？傊?，第一代恒星的質(zhì)量和性質(zhì)以及其產(chǎn)生的金屬豐度特征仍有很多不確定因素3。

第一代恒星的觀測(cè)也非常困難，至今沒(méi)有任何第一代恒星被觀測(cè)到。由于理論預(yù)言的第一代恒星壽命很短，只在高紅移的宇宙中存在，其直接觀測(cè)將是非常困難的。目前觀測(cè)研究第一代恒星的方向主要有：

在銀河系或近鄰星系中尋找金屬豐度極低的恒星，這些恒星本身未必是第一代恒星，但是可能是在僅僅被第一代恒星污染過(guò)的氣體中形成的，因此從其不同金屬元素的含量可以推測(cè)第一代恒星的性質(zhì)。

第一代恒星可能產(chǎn)生強(qiáng)烈的伽瑪暴和超新星爆發(fā)，特別是PISN，由于PISN釋放的能量極高，在地球參考系內(nèi)觀測(cè)到的持續(xù)時(shí)間也長(zhǎng)，所以比較有可能被識(shí)別出來(lái)。

將要建成的James-Webb Space Telescope(JWST)、30米級(jí)的地面光學(xué)望遠(yuǎn)鏡等可以觀測(cè)再電離早期的星系，這些星系中可能有較高比例的PopIII恒星。

在低頻射電波段，SKA的紅移21厘米觀測(cè)可以勾畫出再電離的歷史，這些信息也將幫助我們了解第一代恒星。未來(lái)也可考慮利用21厘米線直接探測(cè)第一代恒星周圍的電離區(qū)或者Lymanalpha球，這兩者的體積都比恒星本身要大很多。