[科普中国]-第一代恒星

简介

第一代恒星，即星族III恒星。天文学家根据第一代恒星在宇宙早期形成的可能图像，提出了至少4种关于星族III恒星的定义。第一代恒星是指可探测的第一代恒星：它是目前还未演化的(例如寿命≥14Gyr的恒星)、具有原初气体化学成分的、银河系中诞生的第一代恒星成员；或者零金属丰度的第一代恒星是指金属丰度[Fe/H]≤-6的恒星。虽然我们还未找到我们所定义的第一代恒星，但对其探测和研究有着十分重要的意义。首先第一代恒星研究为星系的早期演化、大质量黑洞的形成和原始气体星云的演化提供了丰富的信息。另外通过对第一代恒星的分光和测光观测资料的分析，能提取出许多与之相关的重要信息，主要包括：

对银河系晕的金属丰度分布函数（MDF）的特性给出了限定条件，即MDF的下限是多少?

为测量第二代恒星的重金属元素丰度、原初Li丰度、早期银河系宇宙射线的辐射以及测量早期H型超新星爆发的元素产率和揭示其质量分布等提供直接的线索；

为产生r-过程和s-过程所需的天体物理场所提供证认；

为早期银河系混合过程的效率、第一代AGB恒星的核合成结果提供证据；

利用轻和重元素作为天文测定时间的标准，估算出银河系和宇宙年龄的最小极限；证明银河系中厚盘的存在及厚盘的金属丰度分布在低金属丰度具有延伸的特性；

提供测量银河系中晕和厚盘的速度椭球及它们随银河系中心距离的变化的工具；

为检验具有逆向旋转特性的高层银晕、银河系已经发生的和正在发生的与其较小的伴星系并合所产生的亚结构提供运动学上的限制等。

综上所述，第一代恒星被期望携带着研究星系演化时早期阶段中宇宙物理条件的信息。由于第一代恒星形成于没有碳和重元素的原初气体中，因此是最古老的亮物质。目前，这些活着的、尚未演化的星族III恒星，如果能被探测到，将是揭示星系化学和动力学演化的唯一证据。自宇宙微波背景辐射发现以来图，关于宇宙起源的热大爆炸理论被普遍接受冈。热大爆炸模型中的元素核合成计算表明，宇宙中原始物质由氢、氖、氦和极少量的锉元素组成。恒星光谱MK分类的一个基本假设是所有恒星的化学成分与太阳的化学成分相同。然而，1951年Chambelian和Aller发现了HD19445和HD140283两颗星的化学成分与太阳不同，特别是它们的金属丰度[Fe/He}比太阳低很多。Buribdge等人的论文发表以后，恒星具有与太阳相同化学成分的观点被质疑。假设宇宙中除氢、氖、氦和锉之外的其它化学元素由超新星爆发产生，简单星系化学演化模型预言大约10%的低质量恒星的金属丰度是现在形成的恒星的金属丰度的1/10。然而，简单星系化学演化模型中预言了过多的的贫金属恒星，其比例与太阳邻近的观测结果相矛盾，这就是所谓的“G矮星问题”。原始气体星云演化产生与宇宙热大爆炸之后的物质有相同化学组成的第一代恒星是必然的。然而，目前仍没有直接的观测证据表明第一代恒星的存在。第一代恒星是什么时候形成的?形成第一代恒星的初始质量函数是什么?这些仍是十分有争论的问题1。

理论模型观测事实表明已经找到了极端贫金属丰度的恒星(例如[Fe/H]=-4.1的恒星)，但令人遗憾的是目前还未能观测到零金属丰度的恒星.也就是说，还不能宣布已经找到了第一代恒星。从宇宙学观点来看，第一代恒星的形成是必然的，为什么观测不到这样的恒星呢?为解释这一现象，天文学者提出了许多理论模型2。

模型一Doom等人1985年提出如果第一代恒星的形成过程类似于现在星协的形成过程，那么我们已经找到了“真正的第一代恒星”。它们是在大质量O型星演化完成并产生n型超新星爆发导致周围的星际介质(以后简称ISM)污染之前已经形成的、具有初始化学元素成分的G矮星和K矮星。如果这些G矮星和K矮星就是“真正的第一代恒星”，那么大致应该有10颗。形成这些恒星的初始质量函数具有SalePetr的初始质量函数形式，其质量在0.8M任和0.9M之间。这些恒星是BPS巡天中的主要观测目标。因此在星暴过程中，如果小质量恒星比大质量恒星先形成，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年提出在金属丰度为零的环境中的初始质量函数形成恒星的截止质量高于0.9M。因为初始质量低于0.9M的恒星，其主序年龄大于哈勃时间，到现在还未离开主序向红巨星演化。如果最初形成恒星的截止质量高于0.9M，则现在不可能还有第一代恒星存在。

模型三Lin和Murray(以下简称LM)1992年提出未能探测到第一代恒星的原因是因为金属丰度为零的环境下的初始质量函数决定了在第一代恒星的形成过程中，大质量的恒星占大多数(top一heavy)，低质量第一代恒星的数目极少。因而，按照LM的这一观点，最终会找到“真正的第一代恒星”。

模型四1986年，Cayerl提出了“脏”的星族III恒星模型来解释为什么没有观测到零金属丰度恒星的存在.该模型假设：在原始的ISM中，星云的引力塌缩在其中心部分首先直接形成大质量恒星，之后相对于超新星爆发后产生的激波仍在继续下落的冷气体形成了被污染的低质量恒星。这些被污染的低质量恒星和大质量第一代恒星基本上同时形成，称其为“脏”的星族III恒星。

模型五Yoshii(1955)等人提出了与上面完全不同的观点。我们已经观测到了第一代恒星，但其金属丰度不再为零。模型假设当第一代恒星穿过银河系引力场时，它从周围环境中吸积了一定量的被污染的(已经增丰的)ISM，从而导致第一代恒星表面被污染而使其金属丰度不为零。

模型六最近，Tsujimoto、Shigeyama和Yoshii(以下简称为TSY)提出的星系晕的化学演化模型预言第一代恒星肯定存在。并指出如果取第一代恒星的IMF为SalPeter的IMF形式。估计每~颗晕星样本中可以找到一颗星族m恒星。同时TSY认为，不断地寻找极端贫金属丰度的恒星以增加BPS巡天样本，为最终找到第一代恒星提供了极大的希望。但是如果原始气体的IMF不同于SalPeter的IMF形式，而是有利于形成大质量的恒星，或由于吸积ISM导致零金属星的表面丰度的污染，则观测到第一代恒星的可能性减少。

性质第一代恒星刚形成时，由于缺乏金属元素.所以刚开始的时候只能通过p-p链进行核反应。此反应的产能率较低，因此恒星继续收缩并导致更高的中心温度，在这样较高的温度下，氦的3α反应过程开始，合成少量的重元素，然后恒星就可以依靠氢的CNO循环反应来维持自己处在稳定的主序阶段，因此，第一代恒星的温度更高，表面有效温度也很高，导致第一代恒星的光谱很硬，也就是相对于含金属的同等质量的恒星来说，其光谱中高能部分占的比重较大。第一代恒星的结局取决于其质量。如果忽略自转影响，大致来说，质量在10到40太阳质量之间的恒星会产生超新星爆发，质量在40太阳质量到140太阳质量之间的会直接坍缩为黑洞.质量大于140太阳质量而小于260太阳质量之间的第一代恒星会以正负电子对不稳定超新星(pair-instabilitysupernovae，PISN)的形式向周围抛射出金属，质量比260太阳质量更大的话又会直接坍缩为黑洞.PISN会产生并抛射出大量的金属，而且只要一个PISN就足以将其附近区域内的气体的金属丰度由0提高到临界丰度以上，因此可能在宇宙的金属增丰和从第一代恒星到第一代星系的转换中起重要作用。然而，PISN产生的金属丰度有明显的电荷奇偶效应－－即偶数电荷的核素明显多于奇数电荷的核素，而现在银晕中已发现的几颗极端贫金属星中此效应并不明显，至少表明了PISN对形成这类恒星的前身气体中的金属贡献不大。此外，如果第一代恒星有较快的自转，其主序星阶段核燃烧产生的金属会在星内重新分布，从而改变恒星的内部结构。总之，第一代恒星的质量和性质以及其产生的金属丰度特征仍有很多不确定因素3。

第一代恒星的观测也非常困难，至今没有任何第一代恒星被观测到。由于理论预言的第一代恒星寿命很短，只在高红移的宇宙中存在，其直接观测将是非常困难的。目前观测研究第一代恒星的方向主要有：

在银河系或近邻星系中寻找金属丰度极低的恒星，这些恒星本身未必是第一代恒星，但是可能是在仅仅被第一代恒星污染过的气体中形成的，因此从其不同金属元素的含量可以推测第一代恒星的性质。

第一代恒星可能产生强烈的伽玛暴和超新星爆发，特别是PISN，由于PISN释放的能量极高，在地球参考系内观测到的持续时间也长，所以比较有可能被识别出来。

将要建成的James-Webb Space Telescope(JWST)、30米级的地面光学望远镜等可以观测再电离早期的星系，这些星系中可能有较高比例的PopIII恒星。

在低频射电波段，SKA的红移21厘米观测可以勾画出再电离的历史，这些信息也将帮助我们了解第一代恒星。未来也可考虑利用21厘米线直接探测第一代恒星周围的电离区或者Lymanalpha球，这两者的体积都比恒星本身要大很多。