紅外塵泡N 109中的恒星形成

孫金旭，李金增，劉洪禮，董曉怡，袁敬華，張國印

(1.中國科學院 國家天文臺 中阿觀測基地，北京100012；2.中國科學院大學，北京100049；3.云南大學天文系，昆明650091；4.Departamento de Astronom′?a,Universidad de Concep ci′on,Av.Esteban Iturra s/n,Distrito Universitario,160-C,Chile)

1 引言

大質(zhì)量恒星(M?≥8M⊙)通常以成團的形式誕生于致密的分子云中。在其形成和演化的早期階段，大質(zhì)量恒星在其母分子云中會產(chǎn)生一些劇烈的反饋，如外向流、星風、膨脹的電離氫區(qū)以及超新星爆炸。一方面，這些反饋迫使其周圍的致密分子云加速到逃逸速度，將其耗散成為彌散氣體，從而抑制新一代恒星形成；另一方面，這些反饋會壓縮周圍的星際介質(zhì)，使其再次形成引力不穩(wěn)定的分子云，進而觸發(fā)新一代的恒星形成，這一過程就是所謂的觸發(fā)恒星形成。

無論是在理論還是觀測上，人們在過去幾十年開展了很多關于觸發(fā)恒星形成尤其是與電離氫區(qū)關聯(lián)的研究[1–14]。在理論上，有兩種主要的模型至今仍被廣泛討論，即聚集坍縮[1](collect and collapse)和輻射驅(qū)動內(nèi)暴[2,3](radiation-driven implosion)。簡而言之，聚集坍縮模型描述的是一個電離氫區(qū)周圍的物質(zhì)在電離波前(ionization front)和激波波前(shock front)被重新聚集并形成具有殼層(或環(huán)狀)結(jié)構(gòu)的分子云，最后由于引力不穩(wěn)定性坍縮形成新一代恒星的過程。這一模型可以較好地解釋所觀測到的一些位于形態(tài)規(guī)則的電離氫區(qū)周圍的恒星形成活動，如Sh 104[15],RCW 79[16],RCW 120[6]和N4[17]。輻射內(nèi)暴模型是指一個由電離波前所驅(qū)動的激波波前去觸發(fā)一個原本存在并處于亞臨界條件的分子云團塊使其內(nèi)暴，從而坍縮形成新一代恒星的過程。相比于聚集坍縮，輻射內(nèi)暴模型少了一個物質(zhì)再聚集的過程。在觀測上，人們在一些亮邊云(bright rim cloud)恒星形成活動中也尋找到了一些關于輻射內(nèi)暴過程的可能跡象[18,19]。

在觀測上，電離氫區(qū)已經(jīng)被證實遍布于整個銀河系。得益于斯皮策(Spitzer)中紅外太空望遠鏡的兩個巡天觀測項目GLIMPSE和MIPSGAL[20,21]，一類新的天體被發(fā)現(xiàn)廣泛地存在于銀河系中，即紅外塵泡。它的主要觀測特征為在中紅外波段的塵埃連續(xù)譜圖像中呈現(xiàn)出一個很亮的環(huán)狀結(jié)構(gòu)。利用該特征，Churchwell等人[22]證認并首次編錄了一個約600個塵泡的源表。基于同樣的巡天資料，一個包含約5000多個紅外塵泡的更大樣本源表由網(wǎng)上招募的公眾天文學家證認并由Simpson等人[23]編錄完成。事實上，Deharveng等人[24]利用可以示蹤電離氫區(qū)的MAGPIS[25](The Multi-Array Galactic Plane Imaging Survey)的20cm數(shù)據(jù)對102個選定的紅外塵泡進行了詳細研究，發(fā)現(xiàn)約有86%的紅外塵泡與由OB型星驅(qū)動的電離氫區(qū)成協(xié)。這說明紅外塵泡與電離氫區(qū)之間有緊密的聯(lián)系。

在統(tǒng)計上，銀河系中電離氫區(qū)膨脹所導致的觸發(fā)恒星形成是一個重要的物理過程，尤其是大質(zhì)量恒星形成。例如，Thompson等人[26]通過尋找大質(zhì)量年輕星天體(massive young stellar objects,MYSOs)與Churchwell源表中的322個紅外塵泡的成協(xié)性，發(fā)現(xiàn)銀河系中約有14%～30%的大質(zhì)量恒星形成可能受到了電離氫區(qū)或者是紅外塵泡膨脹的觸發(fā)。隨后，Kendrew等人[10]采用類似的方法并利用一個更大樣本(即Simpson源表中的1018個紅外塵泡)發(fā)現(xiàn)約有22%±2%的MYSOs的形成可能與觸發(fā)恒星形成相關。這些統(tǒng)計結(jié)果一致表明，銀河系中約有14%～30%MYSOs的形成可能經(jīng)歷了觸發(fā)恒星形成過程。

從紅外塵泡的大樣本研究中，我們意識到觸發(fā)恒星形成可能是銀河系中一種重要的恒星形成機制。更進一步，對紅外塵泡的單個樣本進行獨立、細致的研究，在揭示電離氫區(qū)如何與其近鄰介質(zhì)相互作用以及觸發(fā)恒星形成過程方面也至關重要。已有研究通常局限于物理尺度較小的紅外塵泡，尺度小于20pc，例如，紅外塵泡S51[27](1.47pc),N4[17](1.9pc),N6[28](11pc),N131[29](14pc)和N68[30](25.5pc)。然而，更大尺度的紅外塵泡具有更長的演化時標，這有助于我們研究塵泡如何影響星際介質(zhì)演化及新一代恒星形成活動[31]。為此，本文對Churchwell源表中最大的塵泡之一N109進行了系統(tǒng)的多波段研究。N109位于銀經(jīng)51.892?和銀緯0.562?。它實際上與一個大尺度的電離氫區(qū)G52L成協(xié)[32]。設塵泡的視向速度為vLSR=4.2km·s?1(見第3章)，利用在線的運動學距離計算工具①http://bessel.vlbi-astrometry.org/node/378，我們算出N109距離太陽約為(9.63±0.38)kpc。N109的等效幾何角半徑為14.8′′，對應的物理尺度為41.5pc。本文旨在利用多波段數(shù)據(jù)來研究N109對周圍介質(zhì)的作用以及恒星形成活動。在第2章中，介紹了研究使用的數(shù)據(jù)來源；在第3章中，詳細描述了致密團塊和YSOs的證認過程；第4章，對致密團塊的性質(zhì)和恒星形成活動進行了討論；第5章對全文進行了總結(jié)。

2 觀測數(shù)據(jù)

為了利用多波段的物理信息來系統(tǒng)地研究N109，本文使用Spitzer-GLIMPSE和MIPSGAL中紅外、Herschel Hi-GAL[33]遠紅外圖像數(shù)據(jù)、GRS[34]13CO(J=1?0)毫米波分子譜線以及VGPS[35]21cm波連續(xù)譜巡天數(shù)據(jù)，下面進行詳細介紹。

GLIMPSE是利用Spitzer空間望遠鏡上的IRAC(inrared array camera)設備在3.6,4.5,5.8和8.0μm四個波段對整個銀道面開展的巡天項目。MIPSGAL則是利用同一臺望遠鏡上面的MIPS(multiband infrared photometer for Spitzer)設備在24μm和70μm波段上所開展的內(nèi)銀道面巡天項目(銀經(jīng)|l|≤65?，銀緯|b|≤1?)。GLIMPSE四個波段的數(shù)據(jù)具有相同的角分辨率，約為2′′；MIPSGAL兩個波段數(shù)據(jù)的角分辨率分別為6′′和18′′。

GRS是由美國五大學射電天文臺的13.7m毫米波望遠鏡開展的分子譜線13CO(J=1?0)的銀河環(huán)巡天項目。巡天范圍涵蓋18?≤l≤55.7?，|b|≤1?，觀測總面積達到了75.4平方度。在l≤40?，13CO(J=1?0)的速度分布范圍為?5～135 km·s?1，其他天區(qū)內(nèi)的速度分布范圍為?5～85 km·s?1。整個巡天數(shù)據(jù)的速度分辨率為0.21km·s?1，每一個速度通道上的典型噪聲為0.13K。

Hi-GAL是一個由Herschel空間望遠鏡在5個遠紅外波段對整個銀道面成圖的巡天項目。該項目由工作波長為70和160μm的PACS[36](photodetector array camera spectrometer)與波長為250,350和500μm的SPIRE[37](spectral and photometric imaging receiver)設備以平行測光模式同步掃描觀測，掃描速度為60′′·s?1[38]。5個波長上的最終測量角分辨率分別為8.4′′,13.5′′,18.2′′,24.9′′和36.3′′[39]。它們在N109上對應的實際分辨大小為0.4,0.6,0.8,1.2和1.7 pc。本文既使用了Hi-GAL的圖像資料又使用了其源表。Hi-GAL團隊利用CuTEx算法分別在5個波段的圖像中進行致密源認證，并制成相應的源表。該算法可以在復雜的銀道面紅外背景下優(yōu)化致密源的證認。源表中包含源的位置、峰值流量、積分流量以及尺度等信息[40]。

VGPS是致力于HI譜線和21cm連續(xù)譜的VLA觀測巡天，區(qū)域為18?≤l≤67?，銀經(jīng)的范圍為|b|≤1.3?，角分辨率約為1′。在本工作中，我們只利用21cm連續(xù)譜數(shù)據(jù)來揭示電離氫區(qū)與周圍介質(zhì)之間的相互作用。

3 結(jié)果分析

N109的三色合成圖由圖1所示，紅綠藍三顏色分別代表21cm,24μm和8μm連續(xù)譜輻射。21cm連續(xù)譜輻射主要源于電離氣體。8μm發(fā)射主要來自7.7和8.6μm處的多環(huán)芳香烴(polycyclic aromatic hydrocarbons,PAHs)的輻射，意味著光致離解區(qū)的出現(xiàn)(photodissociation regions,PDRs)。如圖1所示，8μm發(fā)射緊密環(huán)繞著21cm輻射并且形成一個很好的環(huán)狀結(jié)構(gòu)，這說明電離氫區(qū)所產(chǎn)生的電離氣體正在強烈作用于周圍的星際介質(zhì)。此外，24μm輻射既分布在電離氫區(qū)的中心也出現(xiàn)在環(huán)狀結(jié)構(gòu)上(即紅外塵泡邊緣)。該分布與24μm輻射的起源緊密相關，24μm輻射被認為是來自很熱的塵埃，它可以吸收由電離星(即電離氫區(qū)的激發(fā)星)產(chǎn)生的高能紫外光子而具有相當高的溫度。另一種可能是它被大質(zhì)量年輕星所產(chǎn)生的輻射加熱到很高溫度，這類輻射通常呈現(xiàn)出局部很亮的特征。在N109的最北部，恰好可以看見兩個24μm輻射局部很亮的泡狀結(jié)構(gòu)，意味著這里甚至整個紅外塵泡已經(jīng)存在新一代的恒星形成活動。

圖1 紅外塵泡N109概貌

圖2a)給出了N109在250μm(彩色背景)的塵埃輻射和13CO(J=1?0)分子譜線輻射(等值線)概貌。13CO的積分強度圖的速度積分范圍為?2.5～10.0 km·s?1，對應的線心速度為4.2km·s?1。可以看出，該速度成分上的CO發(fā)射與250μm冷塵埃輻射一致，均分布在紅外塵泡的邊緣；這預示著紅外塵泡周圍的介質(zhì)很可能在電離氫區(qū)膨脹擠壓作用的推動下正在重新聚集(見第4章)。另外，尤其是從CO輻射中可以看出一些凸顯的小尺度的分子云團塊，它們有可能是下一代恒星形成的搖籃。通過對CO的速度通道圖的仔細觀察(如圖2b)中的A)，發(fā)現(xiàn)在大尺度上存在兩個速度成分，它們的速度從北(紅移成分如6.16～7.84km·s?1)至南(藍移成分如?1.8～1.12km·s?1)具有一個連續(xù)性速度梯度，并且對應速度的氣體看起來正趨向于N109的主殼層結(jié)構(gòu)；這說明兩個速度成分的氣體跟塵泡之間具有緊密的物理聯(lián)系。我們猜測，與塵泡成協(xié)的電離氫區(qū)由于膨脹運動導致原本一個速度成分的殼層結(jié)構(gòu)分離成了兩個速度成分；又或者電離氫區(qū)原本就形成于兩個不同速度成分絲狀結(jié)構(gòu)的連接處，即使電離氫區(qū)形成后，兩個不同速度的絲狀結(jié)構(gòu)依然存在。這兩種猜測還需要后續(xù)更加詳實的動力學分析來驗證，我們不在本文多加討論。

圖2 a)致密團塊空間分布圖；b)塵埃溫度分布圖；c)柱密度分布圖

3.1 致密團塊的證認和參數(shù)獲取

致密分子云團塊為恒星形成提供了物質(zhì)輸送并決定恒星的最終質(zhì)量。為了研究N109中致密團塊的物理性質(zhì)(如質(zhì)量、密度、尺度等)，我們接下來將證認出所有可能形成恒星的致密團塊。我們從Hi-GAL 250μm的公開源表獲取致密團塊的位置、大小和流量等信息。

為了獲得可靠的致密團塊，進行了嚴格的數(shù)據(jù)篩選。首先，每個團塊的長軸與短軸之比小于3，這有助于篩選掉細長的結(jié)構(gòu)，如纖維狀或者彌散的大尺度分子云結(jié)構(gòu)。其次，只挑選那些信噪比(即峰值與局部背景水平的比值)大于3的源。除此之外，13CO(J=1?0)在速度?2.5～10.0 km·s?1內(nèi)的積分強度圖被用來進一步限制與N109成協(xié)的致密團塊；要求致密團塊的CO分子發(fā)射強度至少大于5σ，1σ=0.33K·km·s?1，這樣有助于盡可能排除來自背景的污染源。我們初步挑選出199個致密團塊侯選體。

為了獲取每個團塊的塵埃溫度，通過對N109整個區(qū)域做逐像素能譜分布(spectral energy distribution,SED)，擬合得到了塵埃溫度和柱密度分布圖(見圖2b),c))。具體的擬合公式為一個修正的灰體譜，表示如下：

式中，I v是輻射面亮度，B(T d)是溫度為T d時的黑體輻射亮度，平均分子權(quán)重μ被假定為2.8[41,42]，mH是氫原子質(zhì)量。單位質(zhì)量的氣體和塵埃不透明度定義為：κv0(v/v0)β，在v0=1THZ，氣塵質(zhì)量比為100的前提下，κv0=0.1cm2·g?1[43]。除此之外，據(jù)HII區(qū)的大樣本統(tǒng)計結(jié)果，塵埃輻射系數(shù)β為2[44]。除了70μm，Herschel其他四個波段參與了SED擬合[13,45]。70μm的塵埃輻射可能還示蹤更熱的成分，如很小的熱塵埃顆粒和由原恒星加熱的物質(zhì)，因此無法被單一溫度的灰體譜很好地擬合。在擬合之前，這四個波段的圖像首先被平滑到同一分辨率(為36′′)，然后被柵格化成同一像素大小(為11.5′′)。值得注意的是，由于很難估計在沿著N109視線方向上背景污染輻射對該區(qū)域的實際貢獻，在擬合之前沒有對各個波段的輻射面亮度進行背景扣除。其實背景污染對N109區(qū)域的塵埃溫度的影響要遠小于柱密度，后者高度依賴于面亮度的變化(見公式(1))。圖2給出了由逐像素SED擬合得到的柱密度和溫度分布圖。我們可以看到溫度分布圖很好地展示了N109的大尺度殼狀結(jié)構(gòu)，殼層上的溫度明顯高于其周圍介質(zhì)溫度。同樣，從柱密度的分布上也能看到N109殼層結(jié)構(gòu)，但不像溫度分布圖呈現(xiàn)的那么明顯。尤其是，位于正南方位的小塵泡在溫度分布上有明顯的環(huán)狀結(jié)構(gòu)，而在柱密度上的結(jié)構(gòu)就模糊不清，這定性地說明了背景污染對柱密度的影響遠大于溫度。

理論上可以從柱密度圖上來證認N109中的致密團塊，但實際上卻很困難。一方面，由于N109的距離太遠導致視線方向上的背景污染很嚴重，并且各個波段受到的影響也不盡相同，所以一些致密團塊很難在柱密度圖中顯現(xiàn)出來，見圖2a)。另一方面，得到的柱密度圖分辨率36.3′′(約1.7pc)，相對于致密團塊的典型尺度(約0.1～1pc)，這在N109上是一個較大的尺度，因此不利于證認出致密的小尺度團塊結(jié)構(gòu)。鑒于這兩個因素，以及250μm既能示蹤致密的冷塵埃物質(zhì)又具有較高分辨率(約0.8pc)，我們直接采用了Hi-GAL在250μm的公開源表來獲取致密團塊的觀測參量。同時，我們從塵埃溫度圖中提取了致密團塊的平均溫度。給定致密團塊的溫度，以及在250μm處的流量，團塊的質(zhì)量即可通過下式獲得：

其中，F(xiàn) v是團塊在頻率為ν處流量，D是塵泡距離，Mclump是致密團塊質(zhì)量。如果將團塊簡單地近似成一個球體，我們即可得到它的數(shù)密度n(H2)：

這里，R即為團塊等效半徑。相應地，團塊的柱密度可以近似為n(H2)=N(H2)/2R。

通過對天鷹座(Aquila)分子云復合體的觀測研究，Andr等人[46]發(fā)現(xiàn)星前核的柱密度閾值為N(H2)>7×1021cm?2。星前核即為一個引力束縛且具備恒星形成條件的無星云核。在本工作中，我們主要研究電離氫區(qū)對近鄰介質(zhì)中恒星形成的影響。因此，我們只考慮那些最終可能形成恒星的致密團塊，也就是團塊的柱密度至少為7×1021cm?2。利用這一條件進行篩選，最終得到了56個可能具備形成恒星的致密團塊。它們相關的參數(shù)已在表1中列出，依次為源的編號、J2000坐標、長軸長度、短軸長度、波束去卷積后的等效半徑、250μm流量、溫度、柱密度、質(zhì)量。

表1 致密團塊參數(shù)表

(續(xù)表)

3.2 紅外塵泡的動力學年齡

給定電離氫區(qū)的典型電子溫度T e≈104K，熱聲速C s≈10km·s?1，周圍介質(zhì)的初始密度n0≈103cm?2，半徑R=41.5pc，我們可以利用經(jīng)典的電離氫區(qū)演化模型來推算其動力學年齡及激發(fā)星的性質(zhì)[13,17,29,47,48]。例如，將我們測得的包含在電離氫區(qū)內(nèi)部的21cm輻射流量S v=11.5 Jy代入公式[29,48]：

其中，v是21cm對應的頻率，D為塵泡的距離。利用公式(4)得到激發(fā)星每秒所激發(fā)的萊曼光子數(shù)為NLyc=5×1049s?1，其對應為O3V型星[49]。另外，電離氫區(qū)的動力學年齡表示為：

3.3 YSOs的分類

YSO包括了原恒星和主序前星。原恒星伴有星周盤，它可以吸收原恒星的光子并再產(chǎn)生很亮的紅外輻射。隨著星周盤上物質(zhì)的耗散，紅外波段的輻射會迅速減弱。利用YSO在紅外2.2～10μm波段的能譜(發(fā)射)特征，Lada[54]與Greene等人[55]定義了一個能譜指數(shù)αFλ為對應波長λ上的流量)，并據(jù)此將YSOs分為三類：Class I,Class II和Class III。Class I是深度嵌埋并帶有星周盤的原恒星；Class II具有一個紅外亮的吸積盤，它也被稱為金牛座T型星或者獵戶座Fu星天體；Class III為經(jīng)典的主序前星，其周圍的包層幾乎都被驅(qū)散。譜指數(shù)分類方法本質(zhì)上與年輕星的SED分類方法[56,57]類似，如果它們的距離已知，后者可以更加準確地限定YSO的類別。以譜指數(shù)或者SED分類為基礎，人們后來又探索出一套快速有效的YSO證認和分類工具，也就是雙色圖(color-color diagram)。如Gutermuth等人就提出了一套實用的、針對Spitzer中紅外數(shù)據(jù)快速證認和分類YSO的顏色判據(jù)，并且還發(fā)現(xiàn)了一類處于ClassII與Class III中間的過渡階段，即過渡盤(transition disk,TD)天體[58,59]。前兩種YSO證認和分類方法較雙色圖更加準確，但是需要一個大動態(tài)范圍、多波段測光流量信息，如從近紅外至遠紅外甚至毫米波。鑒于N109所處距離遠，很難獲取與之成協(xié)的YSO的近紅外測光流量，如受巡天本身的靈敏度限制，我們只利用中紅外數(shù)據(jù)并采用第三種快速的雙色圖方法來證認和分類與N109成協(xié)的YSOs。

為了證認與N109成協(xié)的YSO侯選體，我們首先從GLIMPSE Spring’07 archive點源表①https://irsa.ipac.caltech.edu/applications/Gator/中提取出了集中在紅外塵泡中心(RA=219.290?,Dec=17.154?)0.45度半徑范圍的94566個點源測光數(shù)據(jù)。為了保證數(shù)據(jù)質(zhì)量，我們要求各個波段(3.6,4.5,8.0和24μm)的測光流量誤差小于0.2 mag。然后我們利用Gutermuth等人[59]給出的YSO紅外顏色判據(jù)：

(1)Class I，[4.5]?[5.8]>0.7和[3.6]?[4.5]>0.7；

(2)ClassII，[4.5]?[8.0]? σ24>0.5和[3.6]?[5.8]? σ13>0.35,[3.6]?[5.8]+σ13≥[([4.5]?[8.0]? σ24)?0.5]+0.5,[3.6]?[4.5]? σ12>0.35；

(3)TDs，[24]<7,[5.8]?[24]>2.5或[4.5]?[24]>2.5,[3.6]<14。

這里，[3.6],[4.5],[5.8],[24]分別代表相應波段的流量，σ12,σ13,σ24代表[3.6]和[4.5]，[3.6]和[5.8]，[4.5]和[24]波段的測光不確定度。利用上述判據(jù)，我們一共獲得61顆Class I，110顆Class II，47顆TD侯選體。圖3和圖4為證認結(jié)果。值得一提的是由該方法篩選出來的年輕星侯選體有可能包含沿著N109視線方向的污染源，但統(tǒng)計上這不會嚴重影響下面的進一步分析[13,60]。

圖3 a)Spitzer IRAC的I1、I2和I3波段的雙色圖；b)IRAC的I1、I2、I3以及I4波段的雙色圖

圖4 a)Spitzer IRAC的I2和I3以及MIPS24μm波段的雙色圖；b)IRAC的I1和I2以及MIPS24μm波段的雙色圖

4 討論

圖2a)展示致密團塊的空間分布。由圖可知，致密團塊主要分布在N109殼層結(jié)構(gòu)的北部和西部。這些團塊的平均柱密度為1.38×1022cm?2，具備形成恒星的密度條件。也就是說，如果這些致密團塊未來可以形成恒星，N109殼層結(jié)構(gòu)中的恒星形成活動主要集中在北部和西部。這一結(jié)果事實上也與新一代正在形成的大質(zhì)量恒星形成活動區(qū)吻合。由21cm連續(xù)譜發(fā)射可以看出，在N109北部和西部有5個袖珍的連續(xù)譜發(fā)射團塊(如圖5)，即北部2個(A和B)和西部3個(C—E)。這些21cm致密發(fā)射團塊揭示了電離氫區(qū)的存在，其尺度(約為5pc)表明它們屬于經(jīng)典的小尺度電離氫區(qū)而不是致密電離氫區(qū)[63](直徑<0.5pc)。為此，我們接下來稱這些21cm致密發(fā)射團塊為袖珍電離氫區(qū)。一方面，由于它們?nèi)郧堵裨诜肿釉茍F內(nèi)部，說明還處在演化的極早期，時標肯定比N109的?。涣硪环矫?，利用Tremblin等人[53]給出的電離氫區(qū)尺度大小與年齡的關系進行簡單比較，可以得出袖珍電離氫區(qū)的時標比N109的小，因此我們認為它們是N109近鄰的新一代大質(zhì)量恒星形成活動的表征。此外，Kauffmann和Pillai[64]提出的分子云核或團塊的質(zhì)量-尺度關系常被用來預測它們未來是形成小還是大質(zhì)量恒星，即m(r)≥870M⊙(r/pc)1.33。

圖5 年輕星侯選體空間分布圖

圖6給出N109中56個團塊的質(zhì)量隨著尺度的分布圖，圖中的虛線即為Kauffmann和Pillai提出的質(zhì)量-尺度關系。圖中有4個團塊(即15,26,42,43)位于閾值(虛線)之上，預示著它們很有可能形成大質(zhì)量恒星；而位于閾值之下的其他4個團塊可能傾向于形成小質(zhì)量恒星，我們注意到其中團塊15,43與已知被探測到的II型甲醇脈澤(如圖2，圖6)在空間和速度上(3～7.5km·s?1)均成協(xié)[65]。II型甲醇脈澤通常被認為是有利于研究正在形成的大質(zhì)量恒星活動的強力探針。相比而言，在團塊26,42處，目前還沒有相應觀測被開展。另外，位于閾值之下的團塊52也被發(fā)現(xiàn)與II型甲醇脈澤成協(xié)[65]。因此，N109殼層中能形成大質(zhì)量恒星的團塊可能至少有5個。這進一步說明了N109致密團塊的分布與新一代大質(zhì)量恒星形成活動在空間上具有好的相關性。

圖6 致密團塊的質(zhì)量-半徑圖

圖5展示218個YSO侯選體的空間分布，圖中背景為8μm發(fā)射，等值線為21cm連續(xù)譜；由圖可看出，所證認出的YSO侯選體在所研究的整個紅外塵泡區(qū)域呈現(xiàn)出幾乎均勻的空間分布；另外，在紅外塵泡殼層結(jié)構(gòu)中存在YSO侯選體缺失現(xiàn)象；更甚至，盡管在N109的北部和西部致密團塊的分布相對集中，但是YSO侯選體的空間分布在這兩個地方并沒有明顯的聚集。一方面，這些結(jié)果可能是由于我們的年輕星樣本的不完備性所致。在N109的殼層上中紅外波段的背景輻射很亮(如8μm，見圖5)，其中的年輕星(若有的話)也因此很難被證認出。另一方面，殼層中分子氣體彌散的地方年輕星數(shù)目可能本來就少，而在氣體稠密的北部和西部深度嵌埋的年輕星可能由于塵埃消光太嚴重以致于無法被探測到。

盡管通過我們所證認出的年輕星的空間分布無法代表殼層中可能正在發(fā)生的恒星形成活動，但是新一代的袖珍電離氫區(qū)的存在說明N109的殼層為下一代恒星形成提供了場所。另外，由圖5可見，在塵泡的西北部存在一個弓形的21cm連續(xù)譜發(fā)射結(jié)構(gòu)，意味著大質(zhì)量恒星的電離輻射產(chǎn)生的電離波前，緊鄰其相對較冷的近鄰介質(zhì)(即8μm)；這說明電離氣體正在通過電離波前與周圍的介質(zhì)發(fā)生相互作用，或擠壓使其周圍介質(zhì)變得更致密，或破壞使其變得更彌散。為了更加定性地研究這些相互作用，我們在Zhang等人[66]的工作基礎上，給出了三個區(qū)域(即圖2中的區(qū)域A,B和C)的250μm,500μm的流量密度、柱密度以及溫度的徑向分布(見圖7)。徑向距離從塵泡的中心出發(fā)，三個區(qū)域均可以被視為扇形，因此每個區(qū)域各物理量的徑向分布整體上可代表沿著某一具體方向的徑向分布。

圖7 4個物理參量在N109三個區(qū)域的平均徑向分布圖

由圖7可知，A區(qū)域中250μm,500μm的流量密度在內(nèi)外半徑均有陡變的趨勢，這一陡變趨勢在溫度徑向圖中變得尤其明顯，但在柱密度徑向分布中卻不明顯，其主要原因歸結(jié)于背景污染對溫度的計算影響要遠小于柱密度(見3.1節(jié))。A區(qū)域的流量密度和溫度在內(nèi)外半徑的陡變趨勢意味著塵泡的殼層結(jié)構(gòu)在內(nèi)半徑處受到了電離氣體的電離波前擠壓，在外半徑處受到了超音速激波波前的擠壓，從而使得物質(zhì)在這里聚集；由于殼層位于電離波前的前面和激波波前的后面，它的溫度因此會變得比未受到擠壓的外部區(qū)域更高。相比A區(qū)域而言，區(qū)域B和C中的流量密度和溫度在內(nèi)外半徑的變化就很平緩，這可能與區(qū)域內(nèi)的星際介質(zhì)正在被電離氫區(qū)的反饋破壞有關聯(lián)。因此，在N109北部和西部正在或即將形成的大或小質(zhì)量恒星活動正在受到電離氫區(qū)的影響，即主要通過電離波前擠壓近鄰介質(zhì)使得物質(zhì)再次聚集，從而觸發(fā)形成新一代恒星。雖然這一過程與“聚集-坍縮”理論模型類似(見第1章)，但還需對其進一步研究，進而限定N109周圍的恒星形成過程。

5 總結(jié)

我們利用多波段數(shù)據(jù)對銀河系中由電離氫區(qū)驅(qū)動的大紅外塵泡N109(直徑約為83pc)進行了綜合研究。多波段數(shù)據(jù)包括Spitzer-GLIMPSE和MIPS-GAL中紅外、Herschel Hi-GAL遠紅外、GRS13CO(J=1-0)毫米波分子譜線以及VGPS21cm波連續(xù)譜巡天數(shù)據(jù)。我們主要研究了N109對周圍介質(zhì)及其中恒星形成活動的影響。我們發(fā)現(xiàn)，在N109的殼層結(jié)構(gòu)中，有56個致密團塊與之成協(xié)；其中5個很可能最終形成大質(zhì)量恒星，其余將可能形成小質(zhì)量恒星。其次，還有5個袖珍電離氫區(qū)也位于殼層結(jié)構(gòu)上。最后，我們還發(fā)現(xiàn)膨脹的電離氫區(qū)(電離波前)正在與周圍介質(zhì)發(fā)生相互作用。在N109的正北和西部，電離波前很可能正在擠壓其周圍的介質(zhì)使物質(zhì)再聚集達到引力不穩(wěn)定性并坍縮形成新一代的恒星；這實際上也與這兩處成協(xié)的5個袖珍電離氫區(qū)的結(jié)果一致。這些結(jié)果共同表明紅外塵泡N109正在通過電離氫區(qū)膨脹作用于周圍介質(zhì)，并通過擠壓的方式再聚集物質(zhì)，為新一代恒星形成提供了場所，這可能為觸發(fā)恒星形成提供了一個必要的條件，因此我們認為N109是一個潛在的觸發(fā)恒星形成場所。

致謝

致謝智利國家科委博士后獨立基金(Funding from Fondecyt Postdoctoral,ID 3190161)，并感謝上海天文臺在論文寫作期間提供的辦公資源。