赫比格-阿罗天体

赫比格-阿罗天体（Herbig-Haro object或HH天体）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。赫比格-阿罗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赫比格-阿罗天体。

赫比格-阿罗天体 HH47，由哈伯太空望远镜所拍摄。图中右下角处的尺标为1000天文单位；大约是太阳系大小的20倍，或地球至太阳距离的1000倍。

赫比格-阿罗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，赫比格-阿罗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。

赫比格-阿罗天体最早在19世纪由美国天文学家舍本·卫斯里·伯纳姆所观测，但当时被纪录为一发射星云。直到1940年代，美国天文学家乔治·赫比格与墨西哥天文学家吉列尔莫·阿罗才开始分别对HH天体展开研究，并确认了HH天体是恒星演化的过程。如今赫比格-阿罗天体即是为纪念两人的贡献而命名。

发现与观察史

第一个赫比格-阿罗天体在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（金牛座T），而不是新型态的天体。

金牛座T是一颗非常年轻的变星，也是一类金牛座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。

红外线弓形冲击波

50年后更多类似的小型星云状天体被发现。1940年代，阿罗跟赫比格开始各自独立进行相关的研究。赫比格也观测伯纳姆星云，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。阿罗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维克托·安巴楚勉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。^[1].

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-阿罗天体。 ^[2].

物理特性

HH天体：HH1与HH2，两者相距约一光年，对称中心是一颗正延极轴喷发大量物质的年轻恒星。

HH天体的放射肇因于与星际物质碰撞所造成的冲击波，其动态相当复杂。以光谱观测分析，其多普勒效应显示物质的移动速度高达每秒数百公里；但HH天体所发射的电磁波谱太弱，似乎不是高速碰撞所产生的。这可能表示与之相碰撞的物质也在往同方向移动，但速度较慢。 ^[3]

HH天体的喷发物质，估计其质量为地球的20倍之多；然而若与喷发恒星相比，这个量不过微乎其微^[4]。根据观测结果显示，HH天体的温度约在8000–12,000 k，与其它的电离化星云，如氢II区和行星状星云类似。其密度也相当高，每立方公分有数千至数万个粒子；而氢II区或行星状星云的密度则少于1000/cm³^[5]。HH天体的物质组成，约75%是氢，约25%是氦，重元素不到1%，比例大致上与邻近的年轻恒星相同。

在喷发源恒星附近，约20–30%的气体呈电离态，离恒星越远，这个比例就逐渐降低。再加上这些物质的移动不断离恒星远去，表示HH天体的物质主要是被恒星的极喷射所电离，而不是撞击造成的冲击波。不过喷发物质末端与星际物质冲击的能量，还是可以让气体再电离，使得HH天体的末端呈现明亮的“帽子”状。

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^[6]，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

天体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。近年来哈伯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。

喷流源

最明亮的一个赫比格-阿罗天体－HH32

赫比格-阿罗天体的喷射源都是非常年轻的恒星，其中有些还是形成中的原恒星。天文学家依红外线辐射的等级，将这些恒星分为0，I，II与III四种等级^[7]；红外线辐射越是强烈，表示星体周遭有越多温度较低的物质，也就是说这个星体还在形成阶段的初期。等级越高表示星体越成熟。

等级0的天体年龄只有数千年，非常年轻；这类天体的内部甚至还无法进行核聚变反应，它们的能量来自于物质聚合时所释放出的重力位能^[8]。等级I的天体，在核心内部开始有核聚变反应，但由于被周遭的星云所遮盖，从外部无法看到它们发出的可见光，仅能从无线电波或红外线频段观测。气体与灰尘仍持续从周遭的星云聚合到等级I的星体表面，直到星体演化到等级II的阶段，此时大部分的物质都已经聚合，剩下的物质在恒星黄道面形成堆积盘。在最后的等级III阶段，堆积盘的物质也各自聚合，形成环绕着原恒星的原行星。

研究显示，大约有80%的HH天体是由双星或是聚星（两颗以上互绕的恒星系统）所产生的，远比由低质量的主序星所产生的还多。这表示双星系统中的恒星也许比较容易产生喷流，进而形成HH天体。有观测证据显示，规模最大的HH天体喷流可能来自于一个分裂的聚星系统。有人认为恒星应该大多是以聚星系统的型态集体生成的，在星际物质与彼此间重力的交互作用下，大多数原恒星的团块会在演化为主序星之前被扯成碎片。

红外线观测

猎户座中一个双极喷流的分子云所造成的弓形冲击波的红外线影像。图片源自英国红外光望远镜（UKIRT）与天文联合中心（Joint Astronomy Centre）

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^[9]。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^[10]。

2009 年，国际天文学联合会名称工作小组批准将氢分子发射线物体的缩写“MHO”用于近红外线检测的此类物体，并已输入其在线参考命名词典天体。 MHO 目录包含 2000 多个天体。

紫外线赫比格-阿罗天体

在紫外光谱中已观察到赫比格-阿罗天体。

参见

• 偶极外向流
• 原恒星
• 原行星盘
• HH 34
• 吸积盘
• 岩屑盘

参考资料

1. ^ Reipurth B., Heathcote S. (1997), 50 Years of Herbig-Haro Research. From discovery to HST, Herbig-Haro Flows and the Birth of Stars; IAU Symposium No. 182, Edited by Bo Reipurth and Claude Bertout. Kluwer Academic Publishers, 1997, p. 3-18
2. ^ Bally J., Morse J., Reipurth B. (1995), The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks, Science with the Hubble Space Telescope -- II, Eds: P. Benvenuti, F. D. Macchetto, and E. J. Schreier
3. ^ Dopita, M. (1978), The Herbig-Haro objects in the GUM Nebula, Astronomy and Astrophysics, vol. 63, no. 1-2, Feb. 1978, p. 237-241
4. ^ ^a Brugel E.W., Boehm K.H., Mannery E. (1981), Emission line spectra of Herbig-Haro objects, Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 47, p. 117-138
5. ^ Bacciotti F., Eislöffel J., (1999), Ionization and density along the beams of Herbig-Haro jets, Astronomy and Astrophysics, v.342, p.717-735
6. ^ Giulbudagian, A. L. (1984), On a connection between Herbig-Haro objects and flare stars in the neighborhood of the sun, Astrofizika, vol. 20, Mar.-Apr. 1984, p. 277-281
7. ^ Lada C.J. (1987), Star formation - From OB associations to protostars, in Star forming regions; Proceedings of the Symposium, Tokyo, Japan, Nov. 11-15, 1985 (A87-45601 20-90). Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1987, p. 1-17
8. ^ Andre P., Ward-Thompson D., Barsony M. (1993), Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A - The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps, Astrophysical Journal, vol. 406, p. 122-141
9. ^ Reipurth B., Rodríguez L.F., Anglada G., Bally J. (2004), Radio Continuum Jets from Protostellar Objects, Astronomical Journal, v. 127, p. 1736-1746
10. ^ Davis C.J., Eisloeffel J. (1995), Near-infrared imaging in H2 of molecular (CO) outflows from young stars, Astronomy and Astrophysics, vol. 300, p 851-869.
11. ^ Smith M.D., Khanzadyan T., Davis C.J. (2003), Anatomy of the Herbig-Haro object HH 7 bow shock, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 339, p. 524-536.

外部链接

• 美国科罗纳多大学的HH天体图库 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
• 太空生物学/太空人与宇宙飞行百科全书的HH资料 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
• 哈伯太空望远镜所拍摄到的HH天体喷流动画 （页面存档备份，存于互联网档案馆）