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第一代恒星的形成与性质
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第一代恒星的形成与性质
Formation and Properties of the first generation stars
我们所熟悉的恒星在宇宙的早期并不存在，按照宇宙学理论推算，最早形成的恒星即第一代恒星应该是在大爆炸后约1-2亿年内大量形成的，对应的红移为大约20至30，其中少数形成的时间更早一些，最早可达红移60。由于其特殊的形成环境，这些恒星的形成模式和性质都与此后的恒星有很大不同，其大气中除了极少量的在大爆炸时期合成的锂之外不含金属元素(天文学上将氢和氦以外的所有元素都称为金属),一般认为其质量非常巨大,约在几十到数百个太阳质量之间,寿命仅几百万年。它们的表面有效温度高,光度可达太阳光度的百万倍。
第一代恒星形成是宇宙演化过程中的一个标志性事件,宇宙黑暗时期自此终结（参见本书中陈学雷关于宇宙黑暗时期的文章）。部分第一代恒星在其核燃料耗尽后会以超新星爆发的方式结束自己的生命,向周围抛射出其核燃烧过程中产生的金属元素，这些金属元素跟周围的气体混合，成为这些气体中新的,更为有效的冷却介质。因此，以后再形成的恒星与第一代恒星性质不同。
天文学家在对银河系和近邻星系的观测中发现，相比银盘上的恒星（例如太阳），晕以及球状星团中的恒星其大气中金属含量低很多，因此把前者称为星族I (Population I, Pop I)，后者称为星族II。据此，可以定义不含金属或金属含量极低的恒星为星族III，一般把星族III与第一代恒星当作同义词使用，也有人进一步区分Pop III.1 （第一代恒星）和Pop III.2, 后者是指被III.1恒星电离过的但尚未被金属污染的气体形成的恒星。不过，部分 pop III 恒星也可能在较低的红移（例如z=4)形成。
形成过程
早期宇宙中物质的分布相当均匀,只有很微小的密度扰动。随着时间的推移,这些扰动在引力的作用下增长,较小尺度的结构形成较快，大尺度的结构则形成较慢。一般认为暗物质除万有引力外相互作用微弱,因此会首先在引力作用下形成稳定的暗物质晕。普通物质气体的压力在小尺度上可以抗拒引力,因此最先形成的小暗物质晕中无法吸积气体形成恒星，直到暗物质晕的质量超过某一临界值(金斯质量)时,气体压强无法平衡引力,才会被吸到暗物质晕里去。气体在坍缩进暗物质晕的过程中温度升高,压强增大,最终温度与暗物质晕的维里温度一致,达到平衡状态。
刚进入暗物质晕中的气体密度远大于宇宙平均密度, 但还远小于形成恒星所需要的密度。此后，气体如果可以通过辐射冷却的话，温度、压强降低,金斯质量变小，就会在引力的作用下进一步收缩。但是，氢和氦原子的第一激发能级都比较高（例如，氢原子基态到第一激发态的Lyman alpha 跃迁能量为10.2eV)，因此对于维里温度小于10000K的暗晕（质量小于108 太阳质量) 很难靠氢原子辐射冷却。金属元素的能级要低得多，因此可以有效地产生辐射，但黑暗时期几乎没有金属，因此气体的冷却成为恒星形成的瓶颈。一种可能是，第一代恒星在维里温度10000K、对应质量大约108 太阳质量的暗晕种形成。另一种可能是，由于氢分子的转动和振动能级比较低，可以冷却维里温度更低（低至1000K)、对应大约106 太阳质量的暗晕， 因此很可能第一代恒星是在这种暗晕中形成的。在红移20－30的时候，这一质量的暗晕可以由满足高斯分布的宇宙密度场中的3－4σ涨落形成。但是，黑暗时期氢分子的含量比较低，其形成过程是靠气体中的自由电子与氢原子反应，形成离子，再与另一氢原子反应形成氢分子，然而黑暗时期气体中自由电子少， 因此氢分子冷却到底能起多大作用仍难以完全确定。一旦一颗第一代恒星形成，其紫外辐射很容易破坏周边的氢分子，从而抑制更多第一代恒星的形成。
在气体坍缩过程中，如果气体冷却的时间比坍缩时间短，金斯质量迅速减小，那么气体在更小的尺度上也将开始坍缩，并因此碎裂成一些小块。今天的星系内形成恒星时，往往形成许多质量与太阳同一数量级的恒星。对于第一代恒星形成过程而言，碎裂时气体的密度为104 cm-3 ，质量大约为几百至几千太阳质量， 因此第一代恒星的质量可能比较大,并且通常一个暗物质晕中只会形成一个或两个第一代恒星。
图1 红移约为19的时候一个恒星形成区不同尺度上的密度分布图，出自参考文献[5]。
上述团块会进一步坍缩，最终一个约0.005太阳质量的星核首先形成，此后再逐渐吸积周边的气体，最后的恒星质量取决于能吸收多少气体。吸积率正比于T3/2,今天的恒星形成区温度一般只有10K，而上述暗晕则为几百K，因此吸积率高得多。注意在吸积周边气体的同时，恒星的光度也逐渐上升，这些辐射可能会阻止进一步的吸积，不过由于原初气体中没有尘埃颗粒，受到的辐射压力比今天的类似情况要小一些。 吸积率的演化和吸积的终止都是很复杂的问题。对于星核来说,极区和赤道盘附近的吸积率演化也不一样，角动量对这个过程的影响非常大。 最后的恒星质量到底有多大？ 或者更一般地说,第一代恒星的初始质量函数是什么样的? 一些研究表明，经过几千年的吸积最终质量可能是几十到几百太阳质量。但是，近来Stacy,Greif & Bromm在最近的模拟中发现在吸积过程中吸积盘碎裂,最终形成了一个由双星系统主导的多核系统。因此，目前对于最后的恒星形成仍没有一致的观点。
图2 在核形成之后的1000年（左），2000年（中）和5000年（右）之后的密度演化。图中区域大小为5000天文单位，核的大小约为0.7太阳质量，出自参考文献[9]。
另外，也有可能形成由暗物质湮灭供能的恒星即所谓暗物质星（见本书中徐怡冬、陈学雷所写的相关文章）。此外，如果远紫外辐射非常强的话,在维里温度大于10000K的暗物质晕中，气体无法冷却到较低的温度,因此这样坍缩成的气体团块质量可能非常大,甚至可达105—106 太阳质量。如果这个团块中金属丰度较低的话,则坍缩会使中心的温度更高,此时的核反应产生的能量会被中微子带走,无法产生压强抵抗引力.在这种情况下这个气体团块则有可能直接坍缩为一个超大质量黑洞。这样的黑洞可能是早期的迷你类星体(miniquasar)的中心天体。但是,多少比例的暗物质晕可以被这样强的远紫外辐射照射?角动量有怎样的决定性的作用?这些问题都还需要再探讨.
第一代恒星的性质和结局
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-instability supernovae, 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。
图3 一个PISN爆发100百万年之后的超新星遗迹的数值模拟图，出自参考文献[6]。
第一代恒星对其周边的环境反馈作用很大，因此与后续的恒星形成有很大的区别，关于这一问题请参考本书中陈学雷、岳斌关于第一代星系的文章。
研究手段与难点
目前人们尚未观测到第一代恒星，因此主要是从理论上推测其形成过程和性质。这一过程非常复杂，涉及引力、流体动力学、化学、辐射转移等，必须依靠数值模拟。然而，要进行数值模拟首先要面临的就是动态范围问题。哪怕只是追踪单个第一代恒星的形成过程, 模拟也要包含足够大的体积,以还原真实的宇宙学初始条件。这个体积边长至少也要数百kpc(共动坐标).另一方面,气体坍缩形成核再成为星胚的过程，尺度在恒星量级, 可至数个太阳半径，动态范围高达1011。直接进行这样的模拟远远超出了现有计算机的能力,因此要采用一些特殊的技巧,在高密度的地方用较细的格子，如自适应网格法(AMR)或者再模拟(resimulation)。Bromm 等人于1999年和2002年采用了平滑质点动力学(Smooth Particle Hydrodynamics, SPH)方法做了一系列的数值模拟，模拟从一个孤立且带有自转的,叠加有微小密度扰动的母团块开始.他们发现最终母团块中会形成质量在100到1000太阳质量之间的高密度团块,其质量还可以进一步通过吸积和并合而增长。Abel等人在2000年做过的模拟没有采用这种人为假设的理想化初始条件,而是从真实的宇宙学初始条件开始,也得到了类似的结论,形成的团块的质量约为200太阳质量。不过在Abel等人的模拟中没有发现可以通过自转来支撑的盘状结构,因此角动量对团块碎裂的作用还需要仔细研究。Nakamura等人在2001年所做的2维的模拟则表明,坍缩团块的质量跟初始气体的密度甚至几何形状都有关系。总之，目前还不能全面、真实地模拟第一代恒星形成的整个过程，往往只能分阶段进行模拟，所包括的物理也往往不全面而必须做一些简化。
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:（1）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。(2)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。(3)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Pop III 恒星。(4)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Lyman alpha球，这两者的体积都比恒星本身要大很多。
总之，关于第一代恒星的研究方兴未艾，存在大量的问题有待研究，甚至有可能完全改变我们今天对这一问题的基本认识。
参考文献
[1] Abel T, Bryan G L, Norman M L. The formation of the first star in the Universe. Science, 2002, 295(5552): 93-98.
[2] Bromm V, Larson R B. The first stars. Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 2004, 42(1): 79-118.
[3] Glover S. The formation of the first stars in the Universe. Space Science Reviews, 2005, 117(3-4): 445-508.
[4] Ciardi B, Ferrara A. The first cosmic structure and their effects. Space Science Reviews, 2005, 116(3-4): 625-705.
[5] Yoshida N, Omukai K, Hernquist L, Abel T. Formation of primordial stars in a ΛCDM Universe. The Astrophysical Journal, 2006, 652(1): 6-25.
[6] Greif T, Johnson J, Bromm V, Klessen R S. The first supernova explosions: energetics, feedback, and chemical enrichment. The Astrophysical Journal, 2007, 670(1): 1-14.
[7] Yoshida N, Omukai K, Hernquist L. Protostar Formation in the early Universe.
Science, 2008, 321(5889): 669
[8] Bromm V, Yoshida N, Hernquist L, McKee C F. The formation of the first stars and galaxies. Nature, 2009, 459(7243): 49-54.
[9] Stacy A, Greif T H, Bromm V. The first stars: formation of binaries and small multiple systems. arXiv, 2009, astro-ph/0908.0712.
[10] Chen, X., Miralda-Escude, J., The 21 cm signature of the first stars, The Astrophysical Journal 2008, 684:18.
撰稿人：
岳斌、陈学雷
中国科学院国家天文台
https://blog.sciencenet.cn/blog-3061-274456.html
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Formation and Properties of the first generation stars
我们所熟悉的恒星在宇宙的早期并不存在，按照宇宙学理论推算，最早形成的恒星即第一代恒星应该是在大爆炸后约1-2亿年内大量形成的，对应的红移为大约20至30，其中少数形成的时间更早一些，最早可达红移60。由于其特殊的形成环境，这些恒星的形成模式和性质都与此后的恒星有很大不同，其大气中除了极少量的在大爆炸时期合成的锂之外不含金属元素(天文学上将氢和氦以外的所有元素都称为金属),一般认为其质量非常巨大,约在几十到数百个太阳质量之间,寿命仅几百万年。它们的表面有效温度高,光度可达太阳光度的百万倍。
第一代恒星形成是宇宙演化过程中的一个标志性事件,宇宙黑暗时期自此终结（参见本书中陈学雷关于宇宙黑暗时期的文章）。部分第一代恒星在其核燃料耗尽后会以超新星爆发的方式结束自己的生命,向周围抛射出其核燃烧过程中产生的金属元素，这些金属元素跟周围的气体混合，成为这些气体中新的,更为有效的冷却介质。因此，以后再形成的恒星与第一代恒星性质不同。
天文学家在对银河系和近邻星系的观测中发现，相比银盘上的恒星（例如太阳），晕以及球状星团中的恒星其大气中金属含量低很多，因此把前者称为星族I (Population I, Pop I)，后者称为星族II。据此，可以定义不含金属或金属含量极低的恒星为星族III，一般把星族III与第一代恒星当作同义词使用，也有人进一步区分Pop III.1 （第一代恒星）和Pop III.2, 后者是指被III.1恒星电离过的但尚未被金属污染的气体形成的恒星。不过，部分 pop III 恒星也可能在较低的红移（例如z=4)形成。
形成过程
早期宇宙中物质的分布相当均匀,只有很微小的密度扰动。随着时间的推移,这些扰动在引力的作用下增长,较小尺度的结构形成较快，大尺度的结构则形成较慢。一般认为暗物质除万有引力外相互作用微弱,因此会首先在引力作用下形成稳定的暗物质晕。普通物质气体的压力在小尺度上可以抗拒引力,因此最先形成的小暗物质晕中无法吸积气体形成恒星，直到暗物质晕的质量超过某一临界值(金斯质量)时,气体压强无法平衡引力,才会被吸到暗物质晕里去。气体在坍缩进暗物质晕的过程中温度升高,压强增大,最终温度与暗物质晕的维里温度一致,达到平衡状态。
刚进入暗物质晕中的气体密度远大于宇宙平均密度, 但还远小于形成恒星所需要的密度。此后，气体如果可以通过辐射冷却的话，温度、压强降低,金斯质量变小，就会在引力的作用下进一步收缩。但是，氢和氦原子的第一激发能级都比较高（例如，氢原子基态到第一激发态的Lyman alpha 跃迁能量为10.2eV)，因此对于维里温度小于10000K的暗晕（质量小于108 太阳质量) 很难靠氢原子辐射冷却。金属元素的能级要低得多，因此可以有效地产生辐射，但黑暗时期几乎没有金属，因此气体的冷却成为恒星形成的瓶颈。一种可能是，第一代恒星在维里温度10000K、对应质量大约108 太阳质量的暗晕种形成。另一种可能是，由于氢分子的转动和振动能级比较低，可以冷却维里温度更低（低至1000K)、对应大约106 太阳质量的暗晕， 因此很可能第一代恒星是在这种暗晕中形成的。在红移20－30的时候，这一质量的暗晕可以由满足高斯分布的宇宙密度场中的3－4σ涨落形成。但是，黑暗时期氢分子的含量比较低，其形成过程是靠气体中的自由电子与氢原子反应，形成离子，再与另一氢原子反应形成氢分子，然而黑暗时期气体中自由电子少， 因此氢分子冷却到底能起多大作用仍难以完全确定。一旦一颗第一代恒星形成，其紫外辐射很容易破坏周边的氢分子，从而抑制更多第一代恒星的形成。
在气体坍缩过程中，如果气体冷却的时间比坍缩时间短，金斯质量迅速减小，那么气体在更小的尺度上也将开始坍缩，并因此碎裂成一些小块。今天的星系内形成恒星时，往往形成许多质量与太阳同一数量级的恒星。对于第一代恒星形成过程而言，碎裂时气体的密度为104 cm-3 ，质量大约为几百至几千太阳质量， 因此第一代恒星的质量可能比较大,并且通常一个暗物质晕中只会形成一个或两个第一代恒星。
图1 红移约为19的时候一个恒星形成区不同尺度上的密度分布图，出自参考文献[5]。
上述团块会进一步坍缩，最终一个约0.005太阳质量的星核首先形成，此后再逐渐吸积周边的气体，最后的恒星质量取决于能吸收多少气体。吸积率正比于T3/2,今天的恒星形成区温度一般只有10K，而上述暗晕则为几百K，因此吸积率高得多。注意在吸积周边气体的同时，恒星的光度也逐渐上升，这些辐射可能会阻止进一步的吸积，不过由于原初气体中没有尘埃颗粒，受到的辐射压力比今天的类似情况要小一些。 吸积率的演化和吸积的终止都是很复杂的问题。对于星核来说,极区和赤道盘附近的吸积率演化也不一样，角动量对这个过程的影响非常大。 最后的恒星质量到底有多大？ 或者更一般地说,第一代恒星的初始质量函数是什么样的? 一些研究表明，经过几千年的吸积最终质量可能是几十到几百太阳质量。但是，近来Stacy,Greif & Bromm在最近的模拟中发现在吸积过程中吸积盘碎裂,最终形成了一个由双星系统主导的多核系统。因此，目前对于最后的恒星形成仍没有一致的观点。
图2 在核形成之后的1000年（左），2000年（中）和5000年（右）之后的密度演化。图中区域大小为5000天文单位，核的大小约为0.7太阳质量，出自参考文献[9]。
另外，也有可能形成由暗物质湮灭供能的恒星即所谓暗物质星（见本书中徐怡冬、陈学雷所写的相关文章）。此外，如果远紫外辐射非常强的话,在维里温度大于10000K的暗物质晕中，气体无法冷却到较低的温度,因此这样坍缩成的气体团块质量可能非常大,甚至可达105—106 太阳质量。如果这个团块中金属丰度较低的话,则坍缩会使中心的温度更高,此时的核反应产生的能量会被中微子带走,无法产生压强抵抗引力.在这种情况下这个气体团块则有可能直接坍缩为一个超大质量黑洞。这样的黑洞可能是早期的迷你类星体(miniquasar)的中心天体。但是,多少比例的暗物质晕可以被这样强的远紫外辐射照射?角动量有怎样的决定性的作用?这些问题都还需要再探讨.
第一代恒星的性质和结局
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-instability supernovae, 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。
图3 一个PISN爆发100百万年之后的超新星遗迹的数值模拟图，出自参考文献[6]。
第一代恒星对其周边的环境反馈作用很大，因此与后续的恒星形成有很大的区别，关于这一问题请参考本书中陈学雷、岳斌关于第一代星系的文章。
研究手段与难点
目前人们尚未观测到第一代恒星，因此主要是从理论上推测其形成过程和性质。这一过程非常复杂，涉及引力、流体动力学、化学、辐射转移等，必须依靠数值模拟。然而，要进行数值模拟首先要面临的就是动态范围问题。哪怕只是追踪单个第一代恒星的形成过程, 模拟也要包含足够大的体积,以还原真实的宇宙学初始条件。这个体积边长至少也要数百kpc(共动坐标).另一方面,气体坍缩形成核再成为星胚的过程，尺度在恒星量级, 可至数个太阳半径，动态范围高达1011。直接进行这样的模拟远远超出了现有计算机的能力,因此要采用一些特殊的技巧,在高密度的地方用较细的格子，如自适应网格法(AMR)或者再模拟(resimulation)。Bromm 等人于1999年和2002年采用了平滑质点动力学(Smooth Particle Hydrodynamics, SPH)方法做了一系列的数值模拟，模拟从一个孤立且带有自转的,叠加有微小密度扰动的母团块开始.他们发现最终母团块中会形成质量在100到1000太阳质量之间的高密度团块,其质量还可以进一步通过吸积和并合而增长。Abel等人在2000年做过的模拟没有采用这种人为假设的理想化初始条件,而是从真实的宇宙学初始条件开始,也得到了类似的结论,形成的团块的质量约为200太阳质量。不过在Abel等人的模拟中没有发现可以通过自转来支撑的盘状结构,因此角动量对团块碎裂的作用还需要仔细研究。Nakamura等人在2001年所做的2维的模拟则表明,坍缩团块的质量跟初始气体的密度甚至几何形状都有关系。总之，目前还不能全面、真实地模拟第一代恒星形成的整个过程，往往只能分阶段进行模拟，所包括的物理也往往不全面而必须做一些简化。
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:（1）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。(2)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。(3)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Pop III 恒星。(4)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Lyman alpha球，这两者的体积都比恒星本身要大很多。
总之，关于第一代恒星的研究方兴未艾，存在大量的问题有待研究，甚至有可能完全改变我们今天对这一问题的基本认识。
参考文献
[1] Abel T, Bryan G L, Norman M L. The formation of the first star in the Universe. Science, 2002, 295(5552): 93-98.
[2] Bromm V, Larson R B. The first stars. Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 2004, 42(1): 79-118.
[3] Glover S. The formation of the first stars in the Universe. Space Science Reviews, 2005, 117(3-4): 445-508.
[4] Ciardi B, Ferrara A. The first cosmic structure and their effects. Space Science Reviews, 2005, 116(3-4): 625-705.
[5] Yoshida N, Omukai K, Hernquist L, Abel T. Formation of primordial stars in a ΛCDM Universe. The Astrophysical Journal, 2006, 652(1): 6-25.
[6] Greif T, Johnson J, Bromm V, Klessen R S. The first supernova explosions: energetics, feedback, and chemical enrichment. The Astrophysical Journal, 2007, 670(1): 1-14.
[7] Yoshida N, Omukai K, Hernquist L. Protostar Formation in the early Universe.
Science, 2008, 321(5889): 669
[8] Bromm V, Yoshida N, Hernquist L, McKee C F. The formation of the first stars and galaxies. Nature, 2009, 459(7243): 49-54.
[9] Stacy A, Greif T H, Bromm V. The first stars: formation of binaries and small multiple systems. arXiv, 2009, astro-ph/0908.0712.
[10] Chen, X., Miralda-Escude, J., The 21 cm signature of the first stars, The Astrophysical Journal 2008, 684:18.
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岳斌、陈学雷
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