| 词条 | HH天体 |
| 释义 | HH天体就是出现在恒星形成区的一种半星半云状的光学可见的天体。 介绍HH天体（赫比格-哈罗天体或Herbig-Haro object） 就是出现在恒星形成区的一种半星半云状的发光可见的天体，它是宇宙中由新生恒星所形成、状似星云的天体。新诞生的恒星以秒速将近数百公里的高速不断喷出气体，这些气体会与恒星周围的气体云和灰尘云激烈碰撞、产生光芒。“半星半云”是因为很多HH天体在拍摄底片上呈现出像恒星的外观，但是它的星像半宽又比真正的恒星至少要大一倍，而且常常伴有云雾状的结构环绕在周围或一侧，使它们显得有些若隐若现。HH天体普遍存在于恒星生成区，在单一新生恒星的极轴附近常可见到排成一列的多个HH天体。 天文现象HH天体是相当短暂的天文现象，不会持续超过数千年。在气体持续发散至星际物质中时，HH天体也就渐渐模糊不可见。哈伯太空望远镜观察了数个复杂的HH天体，其中有些正在消逝，另外一些因为与星际物质的碰撞渐趋激烈而越来越明亮。 发现与观察史第一个赫比格-哈罗天体在19世纪由Burnham所观测。他在利克天文台使用36吋折射望远镜观察金牛T星时，发现附近有一处类似星云的斑点；然而这个发现被纪录为新的发射星云（Burnham星云），而不是新型态的天体。 金牛座T是一颗非常年轻的变星，也是一颗金牛座T型星的原型星，内部尚未达到流体静力与重力崩塌作用力间的平衡，并由星球中心以核聚变产生能量。 1940年代，Haro跟Herbig开始各自独立进行相关的研究。Herbig也观测Burnham星云，并发现其电磁波谱相当不寻常，在氢、硫与氧的波段有显著的暗线。Haro则发现类似的天体在红外线波段皆不可见。 接着两人在土桑的天文学家会议上相会，起先Herbig仅略微提到他所观察到的这些天体，但在听闻Haro的发现后，他才提出更多详细的研究成果。当时的苏联天文学者Viktor Hambardzumyan提案以两位研究者为这类型天体命名；由于这些天体是在年轻的金牛座T型星附近发现的，他因此认为这些天体是金牛座T型星演化的早期型态。 研究显示，HH天体皆高度电离化；早期理论家推测HH天体内部可能有低光度的热恒星。然而，HH天体的光谱缺乏红外光线频段，表示其内部没有星体（恒星会散发大量红外线）。稍晚的研究则认为星云内部有原恒星；但最新的研究显示，HH天体是被年轻恒星所喷射出的物质，与周遭的星际物质以超音速碰撞所造成的现象；其冲击波产生了可见光以及辐射。 1980年代早期，更多观测成果揭示了HH天体的本质。HH天体是新生恒星的高密度物质喷流；新生恒星诞生的前数十万年间，通常被一片气体物质所形成的吸积盘环绕着；吸积盘内侧的物质，因高速转动的能量而电离化，产生的等离子于吸积盘的垂直面射出，称为极喷射；当这些电离化的物质与星际空间的气体以高速碰撞、产生冲击波以及明亮的辐射时，就成为我们所观测到的赫比格-哈罗天体。 科学意义HH天体产生于恒星形成的早期，即年轻星的双极喷流阶段，同时大多数HH天体出现的时标很短,因此HH天体就成为正在经历的恒星形成活动的一个直接、准确的示踪物。研究HH天体的形态、结构、谱线、运动学及至大尺度分布对于揭示从单星的形成，喷流机制，到小区域的恒星形成特点，乃至大尺度的恒星形成规律都具有重要的意义。 形态特点HH天体则呈现出多姿多彩的形态特点：有的像树的纽节一样；有的呈弓形；有的呈短棒状；有的像彗星一样有明亮的头部和弥漫的尾巴；还有的就像一小团弥散的星云。虽然HH天体本身的尺度大小不一，但由它们组成的HH天体喷流尺度可达几个秒差距（pc）(Bally&Devine1997)。 光谱特点HH天体的一个突出特点是它具有一些特殊的低激发能态的光谱，常见的有[SII]、[OI]、[NII]以及Hα线，而缺乏光学波段的连续谱(实际上有些HH天体在蓝端有很弱的连续谱，这是双光子过程紫外辐射的延伸)。这说明它不同于发出连续光谱的恒星，而显现出带有发射线的气体星云的特点。 研究表明，HH天体的光谱主要有两类，一类是中性原子产生的允许线和禁线，如[OI]，OI，[CI]，[NI]等，另一类是由低激发能的离子发出的允许线和禁线，如[CaII],CaII,[FeII],MgII,[SII]等，它们的强度要比普通气体星云中光致电离造成的谱线强得多（Rripurth1991）。 HH天体除了光学辐射外，还普遍具有近红外辐射（主要是2.12μm氢分子的转动-振动跃迁谱线）。此外在许多HH天体中还观测到了强的紫外和射电辐射。紫外辐射涉及到中性氢原子的双光子过程和氢分子在Lyman波段的荧光辐射（Schwartz1983），射电辐射则来源于电子自由-自由跃迁产生的连续谱。 物理本质典型而完整的HH天体是由许多knot密集排列或成直线排开组成的喷流结构，这种喷流结构实际上反映出了HH天体的本质：它是一种来源于年轻星的喷出物，确切地讲，是年轻星体喷出的高速气体冲入星周气体时被激发的气体团块。当高速星风从年轻星体的两极方向吹入星周气体时会形成激波，在激波过后逐渐冷却下来的区域里，在合适的温度(Te~7000K)、密度(ne~n×103-n×104cm-3)条件下,一些气体团块会激发出某些特殊的谱线，光学波段主要是一些碰撞激发线，从而形成光学可见、带有特定激发线的HH天体。目前，被广泛接受的HH天体定义是：与恒星形成区紧密成协的小规模激波激发区，通常有某些特定的光谱以区别于光致电离区（Reipurth,1999）。 数量与分布目前所观察到个别的HH天体或HH天体群数量已有400多个。HH天体普遍存在于恒星形成的电离氢区中，与包克球（一种包含年轻恒星的暗星云）邻近；这些暗星云通常就是HH天体喷流的源头。单一原恒星可以重复喷射许多次，因此往往可以观察到数个HH天体沿着喷流母星的极轴分布。 近几年大量发现新的HH天体，但就比例来说，分布在银河系中的HH天体却相当少。俱估计，银河系中应该有150000个左右的HH天体存在，然而目前的科技无法对数量如此庞大的天体群进行搜寻与观测。大多数的HH天体都在距离喷流源0.5秒差距的范围内，只有非常少数在1秒差距之外。然而，有一些HH天体与喷流源的距离远达数个秒差距，这也许表示HH天体附近的星际物质密度并不高，使得喷流可以在消散之前，于真空之中移动一段很长的距离。 动向与变化天文光谱学的观测结果估计，HH天体正以秒速100至1000公里的高速远离喷流母星。近年来称为哈柏太空望远镜的连续观测，清楚拍下了HH天体自行运动的高解析影像。借由视差法分析这些影像，可以得知这些HH天体与地球的距离。 随着物质远离喷流源，进入星际物质的HH天体，在外观和型态方面会在数年之中慢慢改变；喷流中的某些团块亮度可能会有所增减，或是完全消散；也可能会有新的团块出现。喷流物质的速度差异也可能会造成HH天体外观的改变。 喷流母星并非是持续稳定地喷射物质，而是以脉冲的方式，在同一个方向将气体和灰尘一股股地释放到宇宙中。每次喷流脉冲的速度可能有所不同，并使喷流物质彼此碰撞，在团块的表面形成冲击波。 红外线观测HH天体的喷流源头－年轻恒星及大质量的原恒星，往往被浓厚的星际气体云所遮盖；这些气体甚至会发出比原恒星还明亮的光，将原恒星的微弱光芒彻底遮掩，因此以可见光波段是无法对这些喷流源进行观测的；只有红外线与无线电波能够穿透层层阻碍，到达地球。这些辐射大多是由高温的氢分子云所放射而出。 近几年的天文观测，已拍摄了大量HH天体的红外线影像，大多数的影像都呈现出与船首行进波类似的弯曲弓形，称为红外线弓形冲击波。这些红外线弓形冲击波的影像显示喷流物质的前端正因与星际物质高速碰撞而释出高温，远比能够以可见光观测的喷发还要来的剧烈。 红外线弓形冲击波的成因与可见光的HH天体本质上是一样的，差别只在于与邻近星际物质碰状而产生的能量辐射型态。喷流物质与分子云碰撞会造成红外线弓形冲击波，而与离子的游离态物质碰撞则产生可见光。 BATC进行HH巡天大尺度HH天体的巡天研究是当前的一大热点，由于HH天体与恒星形成活动间的直接和紧密的示踪关系，研究HH天体的大尺度分布对于了解这一区域的大范围恒星形成状态具有非常重要的意义。巡天的方法主要是用包含HH天体某几条特征谱线波长范围的窄带滤光片拍摄的图像与平移开一定波长避开特征线的中带连续谱图像作比较，在窄带发射线图像上出现而连续谱图像上不出现的即为HH天体。对相对高激发HH天体，窄带滤光片常包含Hα/[NII]（λ6548/6584）谱线，对于很高激发的HH天体，[OIII]（λ5007）作为窄带谱线，对多数HH天体和HH喷流来讲，主要是低激发的，这时常用[SII]（λ6717/6731）作为窄带包含的谱线。 紫金山天文台恒星形成小组与国家天文台BATC巡天小组合作，利用兴隆站60/90cm施密特望远镜的大视场优势，于1998年开始了银道面附近重要恒星形成区HH天体大尺度覆盖性巡天工作。由于该望远镜视场可达58′×58′，而国际上同类项目的视场不足其1/4，加之相关快速处理软件得到成功开发，该项目的工作效率居于国际领先水平。随着这一项目的深入进行进而完成，将对银道面附近恒星形成活动的研究具有重要的意义。 从1998年至今，利用兴隆站60/90cm施密特望远镜对银道面附近重要恒星形成区HH天体大尺度覆盖性巡天工作已基本完成。其中一些工作已发表，其它的工作的初稿也已完成。下面将对这些工作进行简单的介绍。 蛇夫座ρOph暗云区的天体巡天新发现的HH天体ρOph暗云区是离我们最近的恒星形成区之一，距太阳系约125p 表一. ρ Oph暗云区新发现的HH天体 c(deGeusetal.1989)。在哥伦比亚CO巡天图上(complex3indeGeusetal.1990)，这个区域的暗云分布呈现出由西北部较稠密而向东南银心方向逐渐散开呈纤维状延伸的特点。ρOph暗云区常被作为研究小质量恒星形成的样板区域，在它最为稠密的云核部分L1688，恒星形成活动非常活跃，已经有超过100颗年轻星体(Comerónetal.1993,Strometal.1995)，7个分子外流(Beichmanetal.1986,Wuetal.1992,Tamuraetal.1990,Andréetal.1990,Bally&Lada1983,Lorenetal.1989b,Terebeyetal.1989)和4个水脉泽(Terebeyetal.1992,Wilkingetal.1994,Claussenetal.1996)在云核中被发现。对这样一个难得的近距离且活跃的恒星形成区， 3 ρ Oph暗云区新发现的HH天体 人们很早就开始利用各种波段的探测手段对其进行观测，主要的巡天观测有：Hα发射线星巡测(Wilkingetal.1987)，2μm或J、H、K波段巡天(Greene&Young1992,Comeónetal.1993,Strometal.1995,andBarsonyetal.1997)，1.3mm巡天(Andréetal.1994)，在射电波段有VLA(Leousetal.1991,Andréetal.1987,Stineetal.1988)和VLBI(Andréetal.1992)的巡测。 我们对该区域的观测于2000年5月31日至7月1日进行。对每一个目标天区[SII]滤光片和连续谱各拍摄3幅图像，每一幅[SII]发射线曝光20分钟，单幅连续谱（[BATC10]片）曝光5分钟，因此对每一个目标天区，发射线与连续谱的的总曝光量分别为60分钟和15分钟。总共拍摄了12个目标天区，每个天区大小即为CCD视场58´×58´，天区间边缘重叠7.5´，最终拼接成一个约11平方度以ρOph核心区为中心的大区域，赤经范围从R.A.(J2000)=16h22m到16h35.5m，赤纬从DEC.(J2000)=-23°17´到-25°56´。 这次对蛇夫座ρOph暗云区的大尺度HH天体巡天观测不仅重现了核心区内已知的10个HH天体，而且在核外区域又新发现了7个HH天体，获得编号为HH548，HH549A-C，HH550，HH551，HH552，HH553A-E，以及HH554。新发现的HH天体的位置及形态特点列于表一。HH天体位置的确定是建立在GuideStarCatalog 图4 HH天体在ρ Oph 暗云区的分布(Laskeretal.1990)基础之上的，其位置精度可以达到0.4角秒，与此导星表相当水平（Jiang1989）。 新发现的HH天体示于图3，它们在ρOph暗云区的分布示于图4，其背景的等值线图是哥伦比亚大学CO巡天得到在此天区的CO分布(deGeusetal.1990)，显示的是本区域内的年轻星（HerbigandBell1988）和Hα发射线星(Wilkingetal.1987)的分布情况。 观测区域实心方块为此次巡天新发现的HH天体，空心方块为本区已知的HH天体，十字代表分子外流（Wuetal.1996）,实线为CO发射等值图,等值线值为W(CO)=20,55,112.5Kkms-1（deGuesetal.1990）。虚线显示本次观测区域。 从图4大致可以看出，新发现的HH天体较为集中地出现在三个区域：ρOph星附近地区，暗云中另一个稠密云核L1689N区，以及核心区以南（赤道坐标系）一度左右已离开CO分子云边界的一个区域。以下我们将对这些新发现的HH天体逐一进行讨论。（注：图3为观测结果，采用的是赤道坐标系，图4由于以哥伦比亚大学CO巡天资料为背景，采用的是银道坐标系。） Orion区的大尺度HH天体巡天观测范围猎户（Orion）是最活跃的邻近恒星形成区之一，这里过去发生过恒 图6 Orion天区的观测范围 星形成，现在正经历着恒星形成，未来也会有恒星形成。Orion包括两个GMC，一个位于猎户北部，另一个位于猎户南部的猎户大星云后面。它们的质量都约是105M⊙。猎户区的距离估计在400―500pc，一般用450pc。猎户恒星形成区由几部分组成：从年龄为12×106年的最老的OrionOB1星协，到年龄为1×106年的最年轻的子群―猎户大星云中的四边形团（Trapeziumcluster），以及更年轻的原恒星（如猎户星云后OMC-1中BN-KL区域的大质量原恒星Irc2-I）。Orion是恒星形成观测的目标区域，它位于银河系的外围区域和银盘下方10°—14°的位置，在前景和背景都没有其他恒星形成区的混淆。 OrionA巨分子云既是大质量恒星形成的区域，又是小质量恒星形成的有效区（Wouterloot&Brand1992）。13CO（Ballyetal.1987）的成图显示，OrionA的北部compressed,dynamicallyrelaxed，支持大质量恒星形成；OrionA的南部diffuse,exhibitschaoticspatialandvelocitystructure，支持中小质量恒星形成。这样的结构可能是由于OriOB1星协的形成和演化所致。 自从哥伦比亚大学1.2m望远镜的12CO成图发现OrionA和OrionB 新发现的HH候选体两个明显的巨分子云以来，大量观测聚集到了猎户中的分子气体。光薄的13CO观测揭示了密度为103cm-3的团块和纤维结构，这些纤维结构的典型长度是几个pc，宽度是1-2pc，质量是几百M⊙，速度弥散是1-3km/s。最耀眼的是云北部明亮而狭长的、通常称之为积分形状的纤维结构（“integralshapedfilament”），它在猎户大星云HII区的后面，南北方向延展~1°（~8pc）。CS（Tatematsuetal.1998ApJS..118..517）。以下概括猎户南部区域的中小质量恒星形成，而不管BN-KL、OrionNebula、和Trapeziumcluster。OrionA由北至南：1.OMC-2/3（mm,sub-mm,cm波段的观测；OMC-3中的源比OMC-2的年轻；NIR在OMC-2核心发现一个小的红外团；Yu2000博士论文，发现成打的准直流）。2.OMC-1/BN-KL(luminousIRsources,OMC-1outflow)、OMC-1Soutflow(8×103L⊙FIR/mmsource)。3.OrionNebula/OMC-4（不活跃）。4.L1641区包括：L1641N、HH34、V380Ori/HH1-3、L1641C(HH43/38/FUOrIC430=IRAS05358-0704/IRAS05357-0701/IRAS05355-0709C、Haro4-255/光学喷流/Haro4-255FIR=IRAS05369-0728/分子外流、e50/L1641-S/MB40/IRAS05380-0728、L1641-S3/MB41/IRAS05375-0731)。 L1641区是发现HH天体最早的地方，早在二十世纪五十年代，Herbig（1951）和Haro（1952）就在这个区域的中间发现最早的3个HH天体。八十年代，随着激波理论成功地应用于解释HH天体的光谱（Schwartz1983）。随着分子外流的发现，掀起了一轮研究HH天体的狂潮。Reipurth（1985）通过深曝光底片，在L1641区发现34个HH天体的候选者，之后其中的大部分得到了证认（Reipurth,1989,1988）。Ogura等（1987，1990，1991）也在其中发现了不少HH天体。 1999年开始，我们使用国家天文台60/90cm施密特望远镜对猎户巨分子云区，特别是猎户南部L1641暗云区域，进行[BATC10]中带滤光片和[SII]窄带滤光片的CCD成像的巡天观测。通过这样的无偏观测搜巡HH天体，提供整个猎户恒星形成的完备样本的HH天体图象，并且描述和分析这一区域的恒星形成特征。了解银河系内的猎户恒星形成区HH发射的大尺度结构和恒星形成的统计分布规律。 我们用了1999和2000两年的观测季节，共观测了38个区域，覆盖了猎户区（α:5h―6h，δ:-11°―6°范围内）的所有已知HH天体（图6）。完成了对OrionA巨分子云较完备的观 图7：Orion天区新发现的HH候选体 测，而对OrionB巨分子云还只是HH天体的覆盖观测。 在Haro4-255附近新发现两个Herbig-Haro天体：在Haro4-255附近区域独立发现了两个HH天体—HH469和HH470，并证认出HH469的激发源是Haro4-255FIR，而HH470是由Haro4-255激发的。由此推断出Haro4-255附近有两个（Haro4-255、Haro4-255FIR）或三个（还包括VLA2）年轻星正在形成，并且在从南到北的方向形成一个越来越年轻的恒星形成序列。其他未编号的HH天体候选体见表。 这次巡天覆盖了L1641这一个恒星形成区以及Orion区域的北面部分。我们从图中可以看到，这些新发现的HH天体一般都在一些已知HH天体的周围，同时我们可看到这些HH天体只是出现在某些特定的区域。通过和Wiramihardjartal(Wiramihardjartal1991)做的Hα发射星相比较，我们发现在OrionA巨分子云中，HH天体的分布和Hα发射星的分布在大尺度上是一致的，它们都分布在赤经（B1950）5h30m到5h40m和赤纬（B1950）-7º到-5º之间。然而我们也可以看到每一个HH天体的位置并不是和Hα发射星完全重合的。 摘自Wangetal.准备向AJ提交的论文中。 Taurus天区的大尺度HH天体巡天Taurus（金牛座）天区是离我们比较近的（距离约为140p 表三：Taurus天区新发现的HH候选体 c）的一个典型的小质量恒星形成区。在该区域中通过红外和光学发现了超过80个的TTauri星（Cohen&Kuhi1979;Herbig&Bell1988;Strometal.1989;Kenyonetal.1990）。同时通过CO的观测也发现了和远红外源成协的分子外向流（Heyeretal.1987b;Myersetal.1988;Fukui1989;Terebeyetal.1989;Moriarty-Schievenetal.1992;Fukuietal.1993）。这些都说明该区域的恒星形成正在进行中。 在Taurus区域中已经发现了32个HH天体，其中的巡天工作包括Altenetal.1997年的工作，发现了HH360-362；Gomezetal.1997对Taurus中深嵌源的光学和近红外巡天，发现了HH390-395；Devineet.al.1999在Haro6-10附近的HH天体研究，发现了HH410-414；Aspin&Reipurth2000年对GKTau区域的研究，发现了HH466和468。但是对于Taurus区域还没有超过1º×1º的巡天工作。 在2001年12月底和2002年1月份，我们利用国家天文台60/90cm施密特望远镜对Taurus区域进行全面的HH巡天，尺度达到了30个平方度，基本覆盖了整个Taurus天区。对每一个目标天区[SII]滤光片和连续谱各拍摄3幅图像，每一幅[SII]发射线曝光20分钟，单幅连续谱（[BATC10]片）曝光5分钟，因此对每一个目标天区，发射线与连续谱的的总曝光量分别为60分钟和15分钟。总共拍摄了30个目标天区，每个天区大小即为CCD视场58´×58´，在这次巡天中，我们共新发现了10个HH候选体，重现了该区域中的18个已知的HH天体。 通过和Taurus区域的13COJ=1-0的成图（Mizunoet.Al.1995）相比较，可以看到这些HH天体（新发现的和已知的）都包括在13COJ=1-0的成图范围内。从上图中也可以看到，在Taurus区域中的HH天体分布具有一定的成团性而且和分子外向流的成协性非常的好。我们新发现的HH天体候选体基本都在一致的HH天体的附近。 摘自Sunetal.准备向AJ提交的论文中。
图8：Taurus天区新发现的HH候选体的[SII]图(A) 图8：Taurus天区新发现的HH候选体的[SII]图(B) MonocerosOB1分子云4.对MonocerosOB1分子云（NGC2264）的HH巡天 MonocerosOB1分子云是一个活跃的恒星形成区，它距离我们约800pc 图10：在Mon B1分子云的北面新发现的HH天体 （Walker1956）。对这个区域人们已经有了比较多的研究：Herbig在1954年的时候就在该区域发现了相当多的Hα发射星；在该区域中还发现了四组HH天体（Adamsetal.1979;Walshetal.1992）以及5个CO分子外向流（Margulis&Lada1986;Margulisetal.1988；通过对IRAS的四个波段的研究，Margulisetal.（1989）证认出来30个离散的IRAS源，其中的18个IRAS源是属于ClassI型的；Ward-Thompsonetal.(2000)通过亚毫米波和毫米波的观测，在该区域中发现了一团毫米波源，其中有5个毫米波源；对该区域进行的近红外H2发射线的成像研究在NGC2264IRS1区域发现了4个（可能是5个）高准直性的jet。 为了更好的研究该区域的恒星形成和外向流的性质，我们对该区域进行了全面的HH巡天工作。 [SII]和[BATC10]的观测是利用北京天文台60/90cm施密特望远 图11：新发现的HH天体的[SII]图 镜，分别在1996年2月19日和21日以及1997年3月7-8日进行了。对HH772A，575B和575C1的低色散光谱观测是在1999年12月5-9日利用国家天文台的2.16米的进行的。近红外的观测是利用Okayama天文台的1.88米望远镜，在1999年11月19-20日进行了的。 在我们的[SII]巡天中，重现了该区域中所有已知的HH天体，但是在MonB1分子云没有发现新的HH天体。在MonB1分子云的北面，我们发现了2个新的HH天体：HH572和HH575。 摘自Wangetal.，已被AJ接收，刊出于2003年2月份。 计划HH天体的搜寻对银河系附近的恒星形成区继续进行HH天体的搜寻。银河系 表四：银河系附近的恒星形成区 附近的恒星形成区主要有以下这些： 我们已完成了对其中一些恒星形成区的HH天体巡天（Oph、Orion、Taurus和NGC2264），下面需要对其它的恒星形成区进行HH天体巡天，以更好的了解银道面附近的恒星形成活动，可用足够的样本进行统计分析。 HH天体资料我们可以利用通过巡天得到的HH天体资料，在结合其它的资料（比如2MASS的资料，分子外向流的资料，Hα发射星的资料等等），来分析HH天体和原恒星之间的关系。这些关系包括HH天体在统计上一般出现在距离原恒星多远的距离尺度上；单位元中HH天体的个数和原恒星的个数之间是否存在一定的统计关系，存在的话，那是什么样的关系（即HH诞生率的问题）。这些关系的得到可以让我们对恒星形成活动有更深刻的了解。上面提到的统计分析，在Taurus天区的巡天结果中已经进行了，并且得到一些结果。随着巡天工作的深入进行，我们可以不仅可以得到各个不同天区的统计结果，还可以得到整个银河系附近恒星形成区总的统计结果。到那时候一定可以推进恒星形成的研究工作。 |
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