第一代恆星，即星族III恆星。第一代恆星是指可探測的第一代恆星：它是目前還未演化的(例如壽命≥14Gyr的恆星)、具有原初氣體化學成分的、銀河系中誕生的第一代恆星成員；或者零金屬豐度的第一代恆星是指金屬豐度[Fe/H]≤-6的恆星。
基本介紹
- 中文名：第一代恆星
- 外文名：First generation star
- 學科：天文學
- 意義：為星系、黑洞的形成等提供信息
- 人物：Doom、Truran
- 定義：未演化的、具有原初氣體等
簡介,理論模型,模型一,模型二,模型三,模型四,模型五,模型六,性質,
簡介
第一代恆星，即星族III恆星。天文學家根據第一代恆星在宇宙早期形成的可能圖像，提出了至少4種關於星族III恆星的定義。第一代恆星是指可探測的第一代恆星：它是目前還未演化的(例如壽命≥14Gyr的恆星)、具有原初氣體化學成分的、銀河系中誕生的第一代恆星成員；或者零金屬豐度的第一代恆星是指金屬豐度[Fe/H]≤-6的恆星。雖然我們還未找到我們所定義的第一代恆星，但對其探測和研究有著十分重要的意義。首先第一代恆星研究為星系的早期演化、大質量黑洞的形成和原始氣體星雲的演化提供了豐富的信息。另外通過對第一代恆星的分光和測光觀測資料的分析，能提取出許多與之相關的重要信息，主要包括：
- 對銀河系暈的金屬豐度分布函式（MDF）的特性給出了限定條件，即MDF的下限是多少?
- 為測量第二代恆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量早期H型超新星爆發的元素產率和揭示其質量分布等提供直接的線索；
- 為產生r-過程和s-過程所需的天體物理場所提供證認；
- 為早期銀河系混合過程的效率、第一代AGB恆星的核合成結果提供證據；
- 利用輕和重元素作為天文測定時間的標準，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；
- 為檢驗具有逆向旋轉特性的高層銀暈、銀河系已經發生的和正在發生的與其較小的伴星系併合所產生的亞結構提供運動學上的限制等。
綜上所述，第一代恆星被期望攜帶著研究星系演化時早期階段中宇宙物理條件的信息。由於第一代恆星形成於沒有碳和重元素的原初氣體中，因此是最古老的亮物質。目前，這些活著的、尚未演化的星族III恆星，如果能被探測到，將是揭示星系化學和動力學演化的唯一證據。自宇宙微波背景輻射發現以來圖，關於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算表明，宇宙中原始物質由氫、氖、氦和極少量的銼元素組成。恆星光譜MK分類的一個基本假設是所有恆星的化學成分與太陽的化學成分相同。然而，1951年Chambelian和Aller發現了HD19445和HD140283兩顆星的化學成分與太陽不同，特別是它們的金屬豐度[Fe/He}比太陽低很多。Buribdge等人的論文發表以後，恆星具有與太陽相同化學成分的觀點被質疑。假設宇宙中除氫、氖、氦和銼之外的其它化學元素由超新星爆發產生，簡單星系化學演化模型預言大約10%的低質量恆星的金屬豐度是現在形成的恆星的金屬豐度的1/10。然而，簡單星系化學演化模型中預言了過多的的貧金屬恆星，其比例與太陽鄰近的觀測結果相矛盾，這就是所謂的“G矮星問題”。原始氣體星雲演化產生與宇宙熱大爆炸之後的物質有相同化學組成的第一代恆星是必然的。然而，目前仍沒有直接的觀測證據表明第一代恆星的存在。第一代恆星是什麼時候形成的?形成第一代恆星的初始質量函式是什麼?這些仍是十分有爭論的問題。
理論模型
觀測事實表明已經找到了極端貧金屬豐度的恆星(例如[Fe/H]=-4.1的恆星)，但令人遺憾的是目前還未能觀測到零金屬豐度的恆星.也就是說，還不能宣布已經找到了第一代恆星。從宇宙學觀點來看，第一代恆星的形成是必然的，為什麼觀測不到這樣的恆星呢?為解釋這一現象，天文學者提出了許多理論模型。
模型一
Doom等人1985年提出如果第一代恆星的形成過程類似於現在星協的形成過程，那么我們已經找到了“真正的第一代恆星”。它們是在大質量O型星演化完成並產生n型超新星爆發導致周圍的星際介質(以後簡稱ISM)污染之前已經形成的、具有初始化學元素成分的G矮星和K矮星。如果這些G矮星和K矮星就是“真正的第一代恆星”，那么大致應該有10顆。形成這些恆星的初始質量函式具有SalePetr的初始質量函式形式，其質量在0.8M任和0.9M之間。這些恆星是BPS巡天中的主要觀測目標。因此在星暴過程中，如果小質量恆星比大質量恆星先形成，就不能完全排除真正的第一代恆星的存在。
模型二
Truran和Cameron於1971年提出在金屬豐度為零的環境中的初始質量函式形成恆星的截止質量高於0.9M。因為初始質量低於0.9M的恆星，其主序年齡大於哈勃時間，到現在還未離開主序向紅巨星演化。如果最初形成恆星的截止質量高於0.9M，則現在不可能還有第一代恆星存在。
模型三
Lin和Murray(以下簡稱LM)1992年提出未能探測到第一代恆星的原因是因為金屬豐度為零的環境下的初始質量函式決定了在第一代恆星的形成過程中，大質量的恆星占大多數(top一heavy)，低質量第一代恆星的數目極少。因而，按照LM的這一觀點，最終會找到“真正的第一代恆星”。
模型四
1986年，Cayerl提出了“髒”的星族III恆星模型來解釋為什麼沒有觀測到零金屬豐度恆星的存在.該模型假設：在原始的ISM中，星雲的引力塌縮在其中心部分首先直接形成大質量恆星，之後相對於超新星爆發後產生的激波仍在繼續下落的冷氣體形成了被污染的低質量恆星。這些被污染的低質量恆星和大質量第一代恆星基本上同時形成，稱其為“髒”的星族III恆星。
模型五
Yoshii(1955)等人提出了與上面完全不同的觀點。我們已經觀測到了第一代恆星，但其金屬豐度不再為零。模型假設當第一代恆星穿過銀河系引力場時，它從周圍環境中吸積了一定量的被污染的(已經增豐的)ISM，從而導致第一代恆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(以下簡稱為TSY)提出的星系暈的化學演化模型預言第一代恆星肯定存在。並指出如果取第一代恆星的IMF為SalPeter的IMF形式。估計每
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顆暈星樣本中可以找到一顆星族m恆星。同時TSY認為，不斷地尋找極端貧金屬豐度的恆星以增加BPS巡天樣本，為最終找到第一代恆星提供了極大的希望。但是如果原始氣體的IMF不同於SalPeter的IMF形式，而是有利於形成大質量的恆星，或由於吸積ISM導致零金屬星的表面豐度的污染，則觀測到第一代恆星的可能性減少。
性質
第一代恆星剛形成時，由於缺乏金屬元素.所以剛開始的時候只能通過p-p鏈進行核反應。此反應的產能率較低，因此恆星繼續收縮並導致更高的中心溫度，在這樣較高的溫度下，氦的3α反應過程開始，合成少量的重元素，然後恆星就可以依靠氫的CNO循環反應來維持自己處在穩定的主序階段，因此，第一代恆星的溫度更高，表面有效溫度也很高，導致第一代恆星的光譜很硬，也就是相對於含金屬的同等質量的恆星來說，其光譜中高能部分占的比重較大。第一代恆星的結局取決於其質量。如果忽略自轉影響，大致來說，質量在10到40太陽質量之間的恆星會產生超新星爆發，質量在40太陽質量到140太陽質量之間的會直接坍縮為黑洞.質量大於140太陽質量而小於260太陽質量之間的第一代恆星會以正負電子對不穩定超新星(pair-instabilitysupernovae，PISN)的形式向周圍拋射出金屬，質量比260太陽質量更大的話又會直接坍縮為黑洞.PISN會產生並拋射出大量的金屬，而且只要一個PISN就足以將其附近區域內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恆星到第一代星系的轉換中起重要作用。然而，PISN產生的金屬豐度有明顯的電荷奇偶效應－－即偶數電荷的核素明顯多於奇數電荷的核素，而現在銀暈中已發現的幾顆極端貧金屬星中此效應並不明顯，至少表明了PISN對形成這類恆星的前身氣體中的金屬貢獻不大。此外，如果第一代恆星有較快的自轉，其主序星階段核燃燒產生的金屬會在星內重新分布，從而改變恆星的內部結構。總之，第一代恆星的質量和性質以及其產生的金屬豐度特徵仍有很多不確定因素。
第一代恆星的觀測也非常困難，至今沒有任何第一代恆星被觀測到。由於理論預言的第一代恆星壽命很短，只在高紅移的宇宙中存在，其直接觀測將是非常困難的。目前觀測研究第一代恆星的方向主要有：
- 在銀河系或近鄰星系中尋找金屬豐度極低的恆星，這些恆星本身未必是第一代恆星，但是可能是在僅僅被第一代恆星污染過的氣體中形成的，因此從其不同金屬元素的含量可以推測第一代恆星的性質。
- 第一代恆星可能產生強烈的伽瑪暴和超新星爆發，特別是PISN，由於PISN釋放的能量極高，在地球參考系內觀測到的持續時間也長，所以比較有可能被識別出來。
- 將要建成的James-Webb Space Telescope(JWST)、30米級的地面光學望遠鏡等可以觀測再電離早期的星系，這些星系中可能有較高比例的PopIII恆星。
- 在低頻射電波段，SKA的紅移21厘米觀測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恆星。未來也可考慮利用21厘米線直接探測第一代恆星周圍的電離區或者Lymanalpha球，這兩者的體積都比恆星本身要大很多。
