H2的中紅外波段研究進展

周葉艷，郝 蕾

(1.中國科學院 上海天文臺，星系與宇宙學重點實驗室，上海200030； 2.中國科學院大學，北京100049)

1 引 言

星際介質是星系中重要的組成成分，它在恒星形成過程中起著至關重要的作用，恒星形成就發(fā)生在星際介質中[1]。一個星系通常由恒星、星際氣體和塵埃組成。氣體和塵埃組成了彌散的星際介質(其中氣體約占99%)。星際介質中的元素，70% 由H 組成，剩余的大多為He。在星際介質中，致密的物質形成氣體云[2]，在這些致密的氣體云中，H 大多以分子的形態(tài)存在，所以這些形成恒星的氣體云又稱為分子云[3]。這些分子云就是恒星誕生的搖籃[3]。根據位力定理[4]，當氣體分子云的引力勢能等于內部熱能的兩倍時，氣體壓力產生的熱能與引力勢能達到平衡，此時，該氣體分子云可以保持流體靜力學平衡。反之，當氣體分子云質量足夠大，乃至于氣體壓強無法抵抗引力勢能，這時，分子云開始坍縮，最終經過一系列復雜的過程，形成恒星。而恒星又生存于星際介質中，一些物質可能以星風的形式被噴射出去，而當恒星消亡之后，部分元素和能量又回到星際介質中。因此，星際介質為恒星形成、演化和結束提供場所。對星際介質的研究對于我們研究星系演化具有重要意義。

星際介質包含從離子到分子等各種狀態(tài)的粒子和塵埃，H2是宇宙中含量最豐富的分子。從地球大氣到類星體的宿主星系，H2存在于不同種類的環(huán)境之中。同時，它也是星系中分子云的最主要成分[5]。一方面，恒星形成于冷的分子云的收縮，H2可以被視作恒星形成主要的原初燃料。Kennicutt[6]和Schmidt[7]發(fā)現恒星形成率與中性氣體(包括原子H 氣體和H2氣體的總和)之間存在緊密的關系(簡稱KS 關系)，但后續(xù)人們逐漸認識到恒星形成與分子氣體更直接相關。在KS 關系中，如果使用分子氣體表面密度，則可得斜率為1，即分子云在不同星系中的恒星形成率基本相同。另一方面，在恒星形成過程中，H2作為冷卻劑也推動了恒星的形成[5]。有研究表明，在宇宙早期，H2在原初氣體冷卻的過程中起主導作用，加快了氣體的冷卻[8]。為了研究恒星形成過程以及H2在整個宇宙恒星形成歷史中如何變化和參與，準確測定H2的質量和分布是非常必要的。

雖然H2的質量在富氣體星系中能達到1010M⊙[9]，但是在冷星際介質中，H2不能有效地進行輻射，因此難以被直接觀測。主要原因有：(1)H2是同核雙原子分子，不具有永久性的電偶極矩和磁偶極矩，因此電子基態(tài)的電、磁偶極矩的振動-旋轉躍遷是禁戒的，只發(fā)生極微弱的電四級矩躍遷；(2)H2的振動轉動躍遷激發(fā)溫度較高，振動基態(tài)的最低能級轉動躍遷的等效溫度為510 K[8,10]，冷氣體分子云(T <100 K)很難將分子激發(fā)到H2的轉動激發(fā)態(tài)[11]。基于以上原因，人們通過觀測CO 分子的旋轉發(fā)射線等間接的方式來研究分子氣體的質量[12–15]。由于CO 分子是星際氣體分子中除了H2以外含量最豐富的分子，并且CO 分子譜線較容易被觀測到(CO 分子具有永久性的偶極矩)，CO 分子的豐度會隨著金屬豐度的降低而極速下降[16,17]，所以在低金屬豐度的環(huán)境下，利用CO 分子間接獲得H2質量的方法將失去可靠性；另外，這種間接的追蹤行為都依賴于一定的物理環(huán)境，也就是說，這些間接得到H2質量的方法并不適用于所有環(huán)境。在一些特定的星際環(huán)境中測得的結果會存在較大偏差。因此，找到不受環(huán)境因素影響并直接測量H2質量的方法極為必要。

近年來的研究表明，在溫度較高的介質中，人們可觀測到H2輻射。這些輻射主要集中在紅外波段(這些輻射都來自于電四級矩躍遷)。Gautier 等人在1976年首次在獵戶星云中觀測到H2的振動-旋轉譜線[18]，這一譜線(2.12 μm)被證明是在溫度范圍為2 000～3 000 K 的條件下產生的。隨著大型紅外望遠鏡的投入使用，人們能夠在中紅外波段探測到越來越多H2振動-旋轉譜線。H2在中紅外波段的旋轉譜線波長分布在5～30 μm 范圍內，溫度范圍在100～1 000 K 之間(如表1 所示)。表1 列出常見的中紅外波段H2旋轉譜線的波長，對應的轉換躍遷在單位溫度下的能級上限，以及它們的輻射率系數，對應的H2譜線的名稱縮寫為S(0)—S(7)。現在我們常把溫度范圍在20～50 K 內，很難直接探測而只能通過CO 分子來間接研究的H2稱為“冷”的H2，而對于溫度在50～100 K 以上，到幾百開爾文溫度的，能在紅外波段探測到的H2稱為“溫”的H2。這些“溫”的H2輻射能否跟蹤總分子氣體，以及與恒星形成是否相關，已逐漸成為目前H2研究領域的熱點。

已有學者針對這些H2輻射是否直接與恒星形成區(qū)的冷分子氣體相關這一問題給出不同的結果。例如，Roussel 等人[22]于2007年證實H2輻射與已被公認能夠表征恒星形成的多環(huán)芳烴(polycyclic aromatic hydrocarbon, PAH)輻射相關；Zakamska 等人[23]則于2010年發(fā)現，中紅外波段探測的H2輻射很可能來自于塵埃區(qū)之外，因此與恒星形成活動不直接相關，而更可能由激波引起；2016年，Togi 和Smith[19]又發(fā)現，通過對H2輻射反映出來的H2溫度建立模型，可以外推整體的H2質量。本文通過比較這些工作，討論其中是否存在矛盾之處。在第2 章，我們利用低光度星系樣本和極亮紅外星系樣本，著重討論中紅外H2發(fā)射強度與恒星形成的關系；第3 章介紹H2輻射與總分子氣體質量之間的關系，還根據H2在中紅外波段的譜線強度推算H2總質量的方法，并進行討論。

表1 觀測得到的H2譜線[19]

2 中紅外波段H2發(fā)射強度與恒星形成的關系

星系中的恒星形成與星系氣體含量，特別是與致密分子氣體含量之間存在緊密的關系[6,7](如KS 關系)。那么，中紅外波段探測到的“溫”或“熱”H2譜線與星系的恒星形成有相關性嗎？

最初人們認為，觀測到的H2振動-旋轉輻射可能來源于年輕恒星周圍的光致電離區(qū)域[24,25]。在這種情況下，主要由于新形成的大質量恒星中的紫外光子激發(fā)H2，促使H2直接轉換到激發(fā)電離態(tài)，或是紫外光子先加熱塵埃，而后塵埃加熱氣體。Roussel 等人[22]在2007年研究低光度恒星形成星系時也證實了這一觀點。然而，Appleton 等人[26]用多波段SPITZER IRS 光譜發(fā)現，在無塵埃的河外天體史蒂芬五重星系(Stephan’s Quintet, SQ)中存在罕見的高光度旋轉H2輻射，而在該天體中并未發(fā)現有很強的恒星活動。爾后，相似的觀測結果被多人證實[27–29]，在這些天體中，少數甚至根本沒有恒星形成區(qū)域。這一實驗事實說明H2譜線的激發(fā)可能存在很多種不同的物理機制。事實上，H2的發(fā)射線在各種不同的環(huán)境中都可探測到，如年輕恒星的外流[18,30]、光解離區(qū)域[31,32]、行星狀星云[33,34]、超新星遺跡[35,36]、星系中心的大區(qū)域[37,38]，以及來源于星系碰撞時產生的激波[2,39,40]。因此，所處的環(huán)境不同，H2譜線的激發(fā)機制也可能不相同。目前，已經提出的H2激發(fā)的主要物理機制包括：(1)與年輕恒星周圍的恒星形成區(qū)域有關[24,25]，(2)與大尺度的激波有關。大尺度激波來源于相對論性的噴射[41]或者星系并合[26,28]，又或者是星系團間氣體掉落至中心星系[27]；(3)在星系際介質的纖維狀結構里，H2的激發(fā)輻射可能來自于宇宙線堆積凝結成分子氣體[42,43]；(4)星系團中心星系中的H2可能來自于整個星系團熱氣體云的電子加熱[44]。

在不同的物理機制下，中紅外波段發(fā)射的H2譜線是否可以用來追蹤恒星形成，人們所持觀點也各不相同。目前主要幾個觀點為：(1)Roussel 等人[22]于2007年通過研究發(fā)現，對于低光度(相比于極亮紅外星系而言)的星系，在恒星形成區(qū)域占主導的這些星系中，“溫”H2譜線是恒星形成活動的產物；而在低電離星系核(Low-ionization nuclear emission-line region, LINER)和賽弗特(Seyfert)天體中，“溫”H2譜線是激波的示蹤者。(2)對于極亮紅外星系(Ultra-luminous infrared galaxy, ULIRG，其紅外光度通常更高)，Higdon 等人[5]認為中紅外波段觀測到的H2旋轉譜線不受塵埃影響，Zakamska 等人[23]證實了這一結果，并深入研究后發(fā)現，中紅外波段的H2譜線與恒星形成不直接相關而與激波有關[44]。

2.1 低光度星系的H2研究

在H2研究初期，紅外光譜技術還無法提供靈敏的較低光度星系的觀測數據，大部分觀測都只關注極亮的星系，并不具有普適意義。因此，Roussel 等人[22]在2007年利用SINGS樣本[45](Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey)中部分正常星系的數據(包括一組較寬區(qū)間范圍紅外光度的星系，且包括不同種類的星系)，并加入其他相對較暗的天體樣本，期望在擴大研究樣本的條件下得到一條適合更多普通星系的H2譜線規(guī)律。

我們選取了SINGS 項目中的57 個星系作為樣本。樣本中的每個星系都至少含有4 條H2S(0)—S(3)的最低能量旋轉譜線觀測數據，且其中有極少數星系可觀測到能級S(7)。該樣本包括大質量星系、矮星系、低電離星系核、賽弗特星系，以及恒星形成星系和漩渦星系等多種類型。因此，得到的結果更具有普遍適用的意義。樣本中，17 μm S(1)線在恒星質量超過109.5M⊙的星系中均有探測到。譜線測量的覆蓋區(qū)域平均達到0.9 kpc，覆蓋了大部分的恒星形成區(qū)。

文章推導出的單個星系中的“溫”H2(占據1%～30% 的總H2質量)，在千秒差距尺度上的柱密度平均值與單個恒星形成區(qū)的光解離區(qū)域的值一致。而作為恒星形成追蹤者(被星際塵埃所遮蔽)的PAH 發(fā)射線，被認為主要來源于光解離區(qū)域。Roussel 等人的主要結論如圖1 a)所示。在恒星形成星系樣本中，H2譜線強度與PAH 發(fā)射線強度有緊密的相關性，S(0)—S(2)的總譜線強度積分與PAH 發(fā)射線強度的比值不隨H2總譜線強度的增加而增加，而是在一個平均值上下浮動，這表明兩種譜線的來源相同。由于PAH 發(fā)射線已經被證實來源于恒星形成區(qū)，所以H2在恒星形成星系樣本中的激發(fā)來源也可能是由恒星形成引起的。而樣本中的25 個低電離星系核/賽弗特星系與恒星形成星系樣本則有著不同的結果，與樣本中的其他星系相比，它們有更多更“溫”的H2旋轉譜線強度。我們假設LH2/LPAH的比值存在一個閾值，這個值可以作為識別低光度活動星系核(active galactic nucleus, AGN)的標志。對于這部分特殊的星系，激波加熱可以用來解釋它們的特殊結果。

根據Roussel 等人的結論可知，大部分的恒星在星系中形成，H2的激發(fā)機制由恒星形成區(qū)引起。而在活躍的活動星系核中，H2的激發(fā)由激波的加熱導致。

圖1 恒星形成星系和活動星系核中H2與PAH 發(fā)射線的關系[22]

2.2 ULIRG的H2研究

ULIRG 是鄰近宇宙中整體光度最大的天體，這些天體被認為是由富氣體塵埃的盤星系合并而成[23,46]。Higdon 等人在2006年利用Spitzer 紅外望遠鏡的數據研究ULIRG 時發(fā)現，由9.7μm 硅酸鹽吸收線光深得到的高消光在觀測H2的視線中并未探測到，從而推測中紅外波段觀測到的H2旋轉譜線不受塵埃的影響[5]。與Roussel 等人[22]的研究類似，Zakamska等人[23]同樣用PAH 譜線作為恒星形成的示蹤者，于2010年也驗證了這一結論。如果PAH與H2的輻射都由恒星形成激發(fā)，那么這些譜線都應該受到塵埃的消光影響。由于消光強度在很大程度上取決于波長，不同譜線受消光的影響程度也會不同(如圖2)。而落在9.7μm 硅酸鹽吸收線的不透明度峰值之內的譜線應該會受消光影響最嚴重?；谶@個事實，人們利用吸收譜的峰之內與之外的譜線流量的比值，就能夠測試出譜線激發(fā)區(qū)域相對于不透明度源的位置。通過判斷H2的輻射與不透明度的輻射區(qū)域是否一致，可以判斷H2所在的區(qū)域。即使ULIRG 在中紅外波段也是光學厚的[23]，這就意味著這種不透明度的影響效應會非常強，所以對于ULIRG 而言，這種判斷H2所在區(qū)域的方法是可行的。

Zakamska 等人[23]研究發(fā)現，PAH 譜線的比值與吸收線的強度相關(見圖3)，這也證實了PAH 受塵埃的影響，即PAH 的發(fā)射區(qū)域是在硅酸鹽與水冰的位置之間；與之相反，H2的流量和比值與硅酸鹽不透明度之間沒有顯示出任何的相關關系。即使是離不透明度峰值最近的S(3)，本應該被嚴重影響，也沒有顯示出H2的所在區(qū)域，即H2不受吸收線的影響。因此，他們得到結論：恒星形成區(qū)域隱藏在光學厚的氣體塵埃云內，而H2的分子旋轉譜線強度是基于恒星形成率而得到值的3 倍多。因此，H2與恒星形成區(qū)不在同一空間位置上，而是位于塵埃區(qū)以外。故塵埃消光影響了恒星形成示蹤者PAH 但不影響H2旋轉譜線，這一結果與傳統上認為H2譜線與恒星形成活動直接相關的結論相矛盾。

在2014年，Hill 和Zakamska 等人[44]又進一步研究了極亮紅外星系中旋轉H2譜線的起源。在這些星系中，他們發(fā)現溫的H2都與[Fe II]譜線顯著相關(見圖4)。而在之前的研究中，強[Fe II]發(fā)射線通常會與激波有很強相關性。在激波破壞塵埃粒子的過程中，Fe 元素會變?yōu)橹行越橘|，在碰撞激發(fā)下進一步變成[Fe II][47]。同樣的觀點還被H2與激波的光學譜線比值之間的關系所證實。由于[O I]λ6 300/Hα 已經被證明與激波有很強的相關性，而如圖5 所示，隨著這一光學譜線比值的增加(激波的貢獻比重也對應增大)，LH2/LPAH也隨之增大。這一結果也同樣證實H2與激波的相關性。恒星形成星系和活動星系核主導星系里都有類似H2與[Fe II]的關系。這一超強的H2發(fā)射現象被解釋為來自超新星和活動星系核外流進入ULIRGs 的中性星際介質激發(fā)。

這些天體中的H2譜線可以用來追蹤周圍環(huán)境中的那些依次被星系與鄰近星系相互作用而激發(fā)的激波，那些大規(guī)模的強激波通過H2輻射冷卻的現象可能比之前更加普遍。在早期的宇宙中，這一過程中H2輻射的增加可以加速物質的冷卻，最后它收縮形成第一代恒星和星系，因此超強的H2輻射有助于第一代恒星和星系的形成。

圖2 ULIRG 光譜和代表性的不透明度曲線中的特征譜線波長[22]

圖3 PAH 特征譜線與塵埃消光的相關性[23]

圖4 FS(3) 和F[FeII]λ 5.34 μm 的光度關系[44]

圖5 LH2/LPAH 與光學譜線強度比值之間的關系[44]

2.3 討論

根據上述針對低光度星系和極亮紅外天體中H2在中紅外波段的輻射是否由恒星形成激發(fā)的研究，人們得到不盡相同的結論。Roussel 等人[22]認為，對于低光度的正常星系，在電離氫區(qū)占主導的這些星系中，溫H2譜線是恒星形成過程的產物；而在低電離核發(fā)射星系LINERs 和賽弗特星系中，溫H2譜線是激波的示蹤者；而Zakamska 等人[23]認為，在ULIRG 中，中紅外波段的H2譜線與激波有關，而與恒星形成不直接相關。上述兩個工作選取的樣本不同，使用的方法也不完全相同。為了理解他們之間的關系，檢驗這兩個工作是否一致，我們嘗試利用Zakamska 的樣本去重復Roussel 等人的研究。

在Roussel 等人的工作中，他們利用PAH 發(fā)射線作為恒星形成的示蹤者，且用S(0)—S(2)譜線強度的和代表H2。由于Zakamska 等人的樣本中沒有S(0)的數據，因此我們利用數據較多的S(3)以及S(1)—S(3)總光度的和來代替Roussel 等人工作中的H2譜線強度和，試圖尋找Zakamska 等人的樣本星系中H2輻射與恒星形成的關系。結果如圖6 所示，在Zakamska 等人的樣本中，H2譜線與PAH 發(fā)射線之間并沒有強烈的相關性(隨著H2譜線強度的增加，H2譜線光度與PAH 發(fā)射線光度的比值并不是穩(wěn)定不變的)。

為進一步研究H2譜線與PAH 發(fā)射線之間的關系，我們給出S(3)以及S(1)—S(3)的總光度和與PAH 發(fā)射線光度之間的關系(見圖7)。與圖6 類似，H2譜線與PAH 發(fā)射線光度之間沒有明顯的相關性，此結果與Roussel 等人的賽弗特星系/LINERs 樣本結果類似，也與Zakamska 等人得出的H2譜線與恒星形成不直接相關而與激波有關的結論一致。

因為ULIRG 作為一個類別，可能包括活動星系核，也可能包括恒星形成星系。因此，我們進一步探索Zakamska 等人的樣本中每一個星系的類型。從圖7 可以看出，在Zakamska 等人的樣本中，星系類型大多為AGN 和復合星系，極少數為恒星形成的星系。因此Zakamska等人的樣本更接近Roussel 等人的AGN 樣本。雖然這兩個工作針對不同光度的樣本，但基本結論是一致的。

綜合以上研究結果，我們可以發(fā)現：在恒星形成的星系中，中紅外波段的H2譜線主要由恒星形成激發(fā)，因此這些H2譜線應該可以成為恒星形成的示蹤者；而在非恒星形成主導的星系中，H2譜線激發(fā)極有可能來源于激波。

圖6 Zakamska 樣本中H2譜線與PAH 發(fā)射線強度之間的關系

圖7 H2譜線與PAH 發(fā)射線強度之間的關系

3 中紅外波段H2譜線與總分子氣體質量的研究

長期以來，人們認為由中紅外波段的H2輻射反映的溫熱分子氣體只占總分子氣體的一小部分，而與恒星形成直接相關的冷分子氣體占總分子氣體的大多數[5]。因此，中紅外波段觀測的H2輻射并不能很好地反映總分子氣體質量。同時，因為H2在冷分子氣體環(huán)境中不能進行有效的輻射，在很長的時間里，我們無法通過H2來獲得總分子氣體的質量。人們通常先使用CO 的分子旋轉譜線得到CO 的分子質量，然后再推算出星際介質中分子氣體的總質量[12,13]。然而，近年來，隨著越來越多的星際氣體被觀測到，這一觀點正在逐漸受到挑戰(zhàn)。我們知道CO 存在于最冷的分子氣體里，但現在很多研究發(fā)現，有大部分H2(可能超過一半)存在于溫度更亮的氣體(50～100 K)中。在這種溫度下，CO 將被光致解離為C 或C+，因此這些氣體是“CO 暗”的，即這部分H2的質量無法通過CO 的方法獲得[8,16,47,50–53]。在這樣的情況下，利用中紅外波段觀測的H2輻射(約100 K)通過一定的插值外推可得到分子氣體的總質量。這些進展有助于人們直接利用中紅外波段探測到的H2輻射來推測總分子氣體質量，特別是對那些利用傳統CO 來示蹤總分子氣體可能會具有很大偏差的星系，如低金屬豐度星系。

3.1 模型和測量方法

Togi 和Smith 于2016年通過中紅外探測的多條H2輻射建立了H2的溫度分布模型，并利用這一模型外推到低溫(約50 K)來獲取總H2質量[19]。他們認為H2的溫度分布可以用一條平滑的冪律譜來擬合(見圖8)。假設dN=mT ?ndT，用一條連續(xù)的冪律溫度分布擬合H2的旋轉譜線，這里dN是激發(fā)溫度在T和T+ dT之間的H2柱密度，n是冪律指數，與氣體的加熱機制有關(如氣體加熱來源可能為激波、光電效應和紫外光子等)。m是一個常數。在已知冪律指數n的情況下，對H2的溫度分布模型做積分。設定上限溫度Tu和外推的下限溫度Tl，即可得到總的分子氣體質量。根據Togi 和Smith 的研究結果，我們設定上限溫度為Tu= 2 000 K，而另外兩個參數Tl和n可以根據Levenberg-Marquardt 優(yōu)化訓練[52]來匹配，整個訓練樣本的平均外推溫度為=(49±9)K。

圖8 NGC 5033 和3c 293 的激發(fā)圖[19]

這個模型擬合的結果需要一個可靠的樣本(已知分子氣體質量)進行修正。修正以后，它將與任何一種間接的分子氣體示蹤者(如CO)無關。下限溫度設定為T?= 49 K，把擬合得到的樣本中所有星系分子氣體總質量與利用可信CO 示蹤得到的分子氣體總質量相比較，結果如圖9 所示?？梢钥闯?，兩種方法得到的總分子氣體質量值比較接近，從而很好地驗證了Togi 和Smith 研究方法的有效性。圖9 中列出的天體均為利用CO 示蹤可以得到總分子氣體質量的星系。而如前面提到的，CO 示蹤方法在低金屬豐度或其他一些極端環(huán)境下將失效。Togi 和Smith 對于此類極端環(huán)境的星系也做了驗證，結果證明他們的方法也同樣有效。

圖9 模型擬合得到的分子氣體總質量與CO 示蹤方法得到的分子氣體總質量對比[19]

Togi 和Smith 認為該方法的適用性與星系類型無關。他們的樣本包括了恒星形成星系、活動星系核、低電離星系核、矮星系、射電星系、極亮紅外星系和亮紅外星系等多種電離機制可能完全不同的星系，他們發(fā)現該方法都可以適用。推導出的總分子氣體質量與CO 推導出的分子氣體質量都有很好的相關性。

3.2 結果與分析

Togi 和Smith 于2016年提出了利用中紅外波段的H2譜線強度推導總分子氣體質量的方法，該方法適用于任何類型的星系，也說明星系(無論類型)中總分子氣體質量與H2譜線強度相關。如前所述，中紅外H2輻射可能由激波激發(fā)，與恒星形成的關系不大。人們通常認為恒星形成的強弱與分子氣體質量面密度緊密相關[6]，而對這些星系，觀測得到的中紅外H2譜線強度卻與總分子氣體質量面密度關系不大。這是否與Togi 等人的結果相矛盾呢？

為探討這一問題，我們首先研究Togi 和Smith 的模型，驗證作為模型輸入量的H2發(fā)射線輻射強度與作為模型輸出量的總分子氣體質量是否具有相關性。我們試圖研究樣本中H2(S(0)—S(3))譜線強度與分子氣體總質量M(H2)之間的關系，見圖10 a)。由于S(0)—S(3)都有測量值的星系數量較少，而同時有S(1)和S(2)的星系數量較多，我們也試圖用S(1)+S(2)的譜線強度和來代表H2的譜線輻射尋找H2輻射與分子氣體總質量之間的關系(見圖10 b))。整體上無論圖10 a)還是圖10 b)，均沒有顯示出H2輻射與分子氣體總質量有明顯的關系。但是單獨分不同星系類型來看，如單獨看紫色方框(恒星形成星系)，可以看到整體呈現出一定的正相關趨勢，對此，還需要進一步研究。同時，由ULIRG, LIRG 等得出的總分子氣體質量要比恒星形成星系和AGN 高。Togi 和Smith 的模型雖然利用H2輻射作為輸入量，但對一個包括多種不同類型星系的樣本而言，得出的總分子氣體質量已經與輸入量沒有明顯的相關性。那么模型中的哪些參量可導致模型的輸入量與輸出量之間弱相關？

圖10 分子氣體的總質量與H2輻射強度和的關系圖

H2溫度分布的冪律指數n是Togi 和Smith 的模型中主要的可變參量。在圖11 中，我們用顏色指示n的大小，再次展示圖10 a)的結果，發(fā)現冪律指數n并未在任何方向上表現出趨勢性，所以模型中輸入量與輸出量之間的弱相關不是由星系中H2溫度的分布導致的。

圖11 分子氣體的總質量與H2輻射(S(0)—S(3))強度和的關系

在圖10 b)中，我們發(fā)現ULIRG 中分子氣體的總質量明顯比恒星形成星系和活動星系核偏高，因此我們必須考慮模型中的另一個重要參數：星系的距離d。在研究輻射的總光度時，該參數以d2的形式引入到模型中。因此，在圖12 中，我們把總分子氣體質量除以d2，研究與觀測得到的H2輻射的關系。如果不考慮不同星系角大小的差別，該物理量基本等同于分子氣體的質量面密度，我們就稱其為分子氣體的質量面密度。我們發(fā)現圖12 顯示較強的相關性(整個樣本的相關性為0.83)。

圖12 分子氣體的表面密度與H2輻射強度和的關系圖

如果圖12 展示的相關性是真實的，而且Togi 和Smith 的方法是可行的，那么我們可以推斷中紅外波段觀測得到的H2輻射強度與總分子氣體的表面密度是相關的，而且這種相關性與星系類型無關。假定總分子氣體的表面密度是與恒星形成緊密相關，那么就會與AGN(包括高光度AGN 主導的ULIRG)中H2輻射主要由激波激發(fā)而與恒星形成關系不大相矛盾?？梢詮囊韵聨讉€方面解釋這種矛盾：(1)傳統觀點認為分子氣體面密度與恒星形成緊密相關源于對致密分子云的探索。這些分子氣體溫度都比較冷，與恒星從致密冷的分子云中產生的傳統觀點相一致。近期人們發(fā)現越來越多的分子氣體可能大部分在溫度更高(約50 K)的區(qū)域內[8,16,47,50–53]?？偟姆肿託怏w面密度與恒星形成的相關性如何，特別是對AGN 這樣的特殊星系，需重新進行研究，也許不能籠統地認為它們相關。(2)在第2 章的討論中，AGN 中的恒星形成強弱多用PAH 來表征。雖然通常人們認為PAH 是恒星形成強度的表征，但在AGN 中，PAH 會不會因為受到AGN 輻射的影響而不能準確地表征恒星形成的強弱？該問題并沒有被系統地探索和驗證過。(3)圖12 中的相關性在H2面密度方向還有一定的彌散性，最大可達一個數量級。第2 章中樣本都比較小，為更深入地探索這一問題，需要一個更大的樣本，該樣本應具有統一測量的多條H2輻射、PAH 輻射、硅酸鹽吸收強度等，并最好同時具有用其他手段測量的H2質量和面密度，以及其他表征恒星形成的物理量。這樣的樣本收集和分析工作目前還在進行中，我們將在今后的工作中進一步探討這一問題。

4 總結與展望

本文介紹了近20年來在中紅外波段對H2的研究進展。重點討論了兩個關鍵問題：(1)H2輻射與恒星形成的相關性；(2)針對H2輻射能否跟蹤總分子氣體質量。同時，我們還介紹了能夠通過中紅外H2譜線直接得到總分子氣體質量的最新方法。具體總結如下。

(1)截至目前，H2的中紅外旋轉譜線已經在年輕恒星的外流、光解離區(qū)域、行星狀星云、超新星遺跡，以及星系中心的大區(qū)域等多種環(huán)境中被探測到。不同環(huán)境中探測到的H2譜線的激發(fā)機制也不同，因此關于中紅外波段發(fā)射的H2譜線是否可以用來追蹤恒星形成的觀點也不同。一般認為在恒星形成星系中，中紅外波段的H2譜線來源于恒星形成，因此可以成為恒星形成的示蹤者；而在非恒星形成主導的星系中，H2譜線激發(fā)大多來源于激波。

(2)之前人們認為絕大部分H2存在于極低(10～20 K)的溫度下，無法進行有效的輻射。因此一般使用CO 分子的旋轉譜線來間接追蹤分子氣體的總質量。然而，在很多極端星際環(huán)境下，這種間接的方法將會失效。第3 章介紹從Togi 和Smith 提出的模型推得分子氣體總質量的方法，結果說明中紅外波段觀測得到的H2輻射可以追蹤總分子氣體質量，這一擬合結果獨立于其他的間接示蹤方法，并且不依賴于星系的類型。

(3)雖然第3 章列出利用H2輻射強度推得總分子氣體質量的方法，但H2輻射與總分子氣體質量并不直接相關。在尋找H2的表面密度與H2的輻射強度的關系時，可以看到各類星系均表現出相同的關系(H2的表面密度與H2的輻射強度正相關)。

未來的研究中，我們期望在以下幾個方面取得進展。

(1)現有的數據都是以小樣本為基礎的，我們急需一個更大的能夠包含大部分普遍及特殊星系的，且具有一定的精度的樣本，去做大數據的中紅外H2與恒星形成之間的關系研究。在恒星形成示蹤者的選擇上可以采用多樣化的示蹤者(適用于不同類型的星系)，以期望得到能夠普遍適用的方法。

(2)Togi 和Smith 的模型還有待進一步的改正，可以利用這一模型得到大樣本(包括各種各樣的星系類型)星系中的分子氣體總質量與利用其他方法間接得到的分子氣體總質量對比，驗證模型的有效性。