Кратко и по сути — сначала механизмы, затем ограничения для моделей.
Механизмы раннего обогащения
- Взрывы первых звёзд (Pop III): короткоживущие массивные звёзды ($\gtrsim 8M_{\odot }$) дают core‑collapse SNe через $\sim 3-30$ Myr и быстро вводят $\alpha$-элементы и Fe в среду. Пары‑нестабильные SN (PISN, для масс $\sim 140-260M_{\odot }$) дают большие металличности с характерным «odd–even» набором изобилий.
- Гиперновы/коллапсаров и быстро вращающиеся звёзды: повышенные выхода тяжёлых элементов и нетипичные соотношения (например повышенный C, N).
- Быстрые звёздообразовательные вспышки в ранних галактиках (Pop II): интенсивный SFR в компактных протогалактиках может за $\lesssim 700$ Myr (т.е. $\sim 7\times 10^8$ yr) довести центральные области до $Z\sim Z_{\odot }$ или выше.
- Транспорт металлов: SN‑ и AGN‑движимые ветры, галактические потоки и слияния переносят металлы в окрестности квазара (BLR/CGM) за десятки–сотни Myr.
- Ранние элементы от AGB‑звёзд дают C и N, но значимая вкладка от низко‑массовых AGB требует $\gtrsim 100$ Myr–$\sim 1$ Gyr, т.е. важна только для самых быстрых треков эволюции.
Какие наблюдения это объясняет
- Наблюдаемая высокая металличность BLR квазаров к $z\sim 6-7$ (через $\sim 7\times 10^8$ yr после БВ) согласуется с быстрыми core‑collapse SNe и интенсивным ранним звёздообразованием; наличие Fe не обязательно требует классических Type Ia с долгими задержками.
Ограничения на модели первых звёзд и формирования галактик
- Имф (Initial mass function): чтобы получить большие металличности быстро, IMF либо должен быть «тяжёлым» (top‑heavy) с избытком массивных звёзд, либо должна быть очень высокая ср. SFR. Стандартный салпетровский IMF и низкая эффективность SFR трудно дают $Z\sim Z_{\odot }$ к $\sim 7\times 10^8$ yr.
- Доля PISN: отсутствие характерного odd–even и экстремальных соотношений в наблюдаемых изобилиях ставит под сомнение доминирование PISN — либо их доля мала, либо их сигнатура быстро замылась смешиванием с обычными SNe.
- Временная диаграмма источников Fe: крупные количества Fe к $\sim 700$ Myr ограничивают вклад классических Type Ia с типичными задержками $\sim 1$ Gyr; либо присутствуют «prompt» SNe Ia с задержками $\sim 100$ Myr, либо Fe обеспечивают core‑collapse (или гиперновы) с подходящими выходами.
- Эффективность и скорость смешивания/переноса металлов: модели должны обеспечивать быстрое вынос/перемешивание на kpc‑масштабы за $\lesssim 10^8-10^9$ yr; это ставит требования на силу ветров и частоту слияний.
- Массы и сборка гало: чтобы обеспечить очень быстрый рост SMBH и интенсивный SFR, необходимы ранние сборки массивных гало (примерно хозяева квазаров $\gtrsim 10^{11}-10^{12}{M}_{\odot }$ и SMBH $\sim 10^8-10^9{M}_{\odot }$), что сокращает пространство параметров в моделях и требует ранних выбросов материи и сильной обратной связи.
- Сбалансированность feedback: модели должны сочетать эффективное обогащение и одновременно не разрушать газовую фракцию настолько, чтобы прекратить дальнейший звёздообразовательный поток.
Что можно наблюдательно проверить (коротко)
- Соотношения элементов (например Fe/Mg, C/Fe, N/C, $\alpha$/Fe) — различие core‑collapse vs PISN vs prompt Ia;
- Поиск PISN‑сигнатуры (odd–even эффект, специфические соотношения Si,S,Ca);
- Пространственные профили металличности и скорость выноса (через absorption в CGM/IGM).
Вывод: требуются либо очень интенсивные ранние вспышки звёздообразования с предпочитаемым вкладом массивных звёзд (top‑heavy IMF или высокая SFR), либо эффективные «prompt» источники Fe и мощные механизмы переноса металлов. Отсутствие явной PISN‑подписи и присутствие Fe/α сочетают в себе ограничение на доминирование исключительно сверхмассивных Pop III и требуют моделей раннего формирования галактик с быстрой сборкой и эффективной химической эволюцией.