La formation des premières étoiles. I. Le nuage de formation d'étoiles primordial

Pour contraindre la nature des toutes premières étoiles, nous examinons l'effondrement et la fragmentation des nuages de gaz primordiaux, sans métal. Nous explorons la physique de la formation d'étoiles primordiales par le biais de simulations tridimensionnelles des composants de matière noire et de gaz, en utilisant la dynamique des particules lissées, sous une large gamme de conditions initiales, y compris la rotation initiale, la masse totale du halo, le décalage vers le rouge de la virialisation, le spectre de puissance des fluctuations de la matière noire, la présence du refroidissement de HD, et le nombre de particules utilisées dans la simulation. Nous trouvons des valeurs caractéristiques pour la température, T ~ quelques 100 K, et la densité, n ~ 10³-10⁴ cm^-3, caractérisant le gaz à la fin de la phase de chute libre initiale. Ces valeurs sont relativement insensibles aux conditions initiales. La masse de Jeans correspondante est MJ ~ 10³ Mₛun. L'existence de ces valeurs caractéristiques a une explication robuste dans la microphysique du refroidissement de H2, liée à la température minimale pouvant être atteinte avec le refroidisseur H2, et à la densité critique à laquelle se produit la transition entre les niveaux peuplés selon NLTE et selon LTE. Dans tous les cas, le gaz se stabilise de manière dissipative dans une configuration centrale irrégulière qui a une apparence filamenteuse et noueuse. Les régions fluides avec les plus hautes densités sont les premières à subir un effondrement incontrôlable en raison de l'instabilité gravitationnelle, et à former des amas avec des masses initiales ~ 10³ Mₛun, proches de l'échelle de Jeans caractéristique. Ces résultats suggèrent que les premières étoiles auraient pu être assez massives, possiblement même très massives avec Mₛtar > 100 Mₛun.