【看圖說故事 05】氫離子區與恆星回饋

林彥興

恆星回饋（stellar feedback）是形塑星系的關鍵機制之一。近年來，得益於強大儀器的進步，例如 HST（紫外至近紅外影像，追蹤恆星）、VLT/MUSE（光學/近紅外集成視場攝譜儀，追蹤游離氣體）、JWST（近紅外至中紅外，追蹤被塵埃遮蔽的恆星與熱塵埃）以及 ALMA（次毫米波，追蹤塵埃與分子氣體），人們現在可以對鄰近星系進行全面的次角秒解析度觀測。如此高的角解析度對於鄰近（$ \leq 20$ Mpc）星系來說，對應的物理尺度約 50 - 150 pc，足以解析單個巨型分子雲（GMCs）和 氫離子區（HII region）。相比於解析度約為 0.5 - 2 kpc 的「星系尺度」觀測，這類「雲尺度」觀測可以幫這我們仔細的研究分子雲中的恆星回饋過程。

在恆星回饋的背景下，氫離子區的演化尤為引人關注。在 Schinnerer & Leroy (2024) 中，作者以示意圖展示氫離子區的演化過程如下：

首先，新形成的中心星團會發出強烈的恆星風和游離輻射，產生著名的「斯特龍根球 Strömgren sphere」，並通過輻射壓和恆星風的動壓推動並加熱周圍氣體，使其達到數百萬至上億度的高溫（階段 1）。

隨著系統的膨脹，它的溫度逐漸降低並轉變為由氣體熱壓力推動的中性殼層（階段 2）。接下來，熱氣體會突破周圍星際介質（ISM）中的低密度區域（階段 3），最終氫離子區膨脹並與 ISM 混合（階段 4）。與此同時，星團中的大質量恆星會發生超新星爆炸，標誌著「前超新星（pre-SNe）」階段的恆星回饋結束。

在觀測上（圖 b），人們通常通過測量氫離子區的大小來推斷其年齡，並通過光譜測量熱氣體的輻射壓力和熱壓力。這些觀測涵蓋了從銀河系的中心與盤面到鄰近星系的氫離子區。觀測結果與上述模型基本一致，在早期階段，輻射壓力（$P_{\rm dir}$）是主要的驅動力，而在晚期階段（氫離子區成長到 $\geq 10 ~{\rm pc}$ 時），熱壓力（$P_{\rm ion}$）成為主導。

展望未來，目前的主力儀器（ALMA/VLT/HST/JWST）將繼續提供高品質的雲尺度資料，而 Euclid 和 Roman 將大幅增加恆星星團的樣本，因為它們具有與 HST 類似的高角解析度，以及數百倍於 HST 的視野。在更遠的未來，ngVLA 將使雲尺度觀測範圍延伸到室女座星系團，而 NewAthena 將大幅強化我們在 X 射線追蹤熱游離氣體的能力。未來幾十年，就像哈伯深空們幫助我們理解星系演化一樣，大型雲尺度巡天將幫助我們全面理解恆星形成和恆星回饋。

圖說：

氫離子區的演化：
(a) 顯示了由於大質量形成恆星引起的（超新星爆炸前的）恆星回饋的示意圖，展示了一個一萬太陽直量的超緻密氫離子區從形成到到消散的過程；黃色的星星代表釋放游離輻射的大質量恆星，白色到深藍色代表中性氣體密度的逐漸減少，紅色到橙色代表游離氣體溫度的逐漸降低，逐漸透明化則表示游離氣體密度的減少。
(b) 估算了與大質量形成恆星及其氫離子區相關的兩種類型的超新星爆炸前恆星回饋，覆蓋了多個量級的尺度範圍。

縮寫：LMC, 大麥哲倫星系；SMC, 小麥哲倫星系；SN(e), 超新星。