HH天體:介紹,天文現象,發現與觀察史,科學意義,特點,形態特點,光譜特點,物理本

HH天體就是出現在恆星形成區的一種半星半雲狀的光學可見的天體。“半星半雲”是因為很多HH天體在拍攝底片上呈現出像恆星的外觀，但是它的星像半寬又比真正的恆星至少要大一倍，而且常常伴有雲霧狀的結構環繞在周圍或一側，使它們顯得有些若隱若現。HH天體則呈現出多姿多彩的形態特點：有的像樹的紐節一樣；有的呈弓形；有的呈短棒狀；有的像彗星一樣有明亮的頭部和瀰漫的尾巴；還有的就像一小團彌散的星雲。雖然HH天體本身的尺度大小不一，但由它們組成的HH天體噴流尺度可達幾個秒差距（pc）(Bally&Devine1997)。

基本介紹

中文名：HH天體
外文名：Herbig-Haro object
別稱：赫比格-哈羅天體
分類：天體
發現者：Burnham
發現時間：19世紀
狀態：半星半雲狀的發光可見的天體

介紹,天文現象,發現與觀察史,科學意義,特點,形態特點,光譜特點,物理本質,數量與分布,動向與變化,噴流源,紅外線觀測,BATC進行HH巡天,蛇夫座ρOph暗雲區的天體巡天,新發現的HH天體,暗雲區的分布,觀測區域,Orion區的大尺度HH天體巡天,觀測範圍,新發現的HH候選體,Taurus天區的大尺度HH天體巡天,MonocerosOB1分子雲,計畫,H搜尋,資料,參考文獻,

介紹

HH天體（赫比格-哈羅天體或Herbig-Haro object）就是出現在恆星形成區的一種半星半雲狀的發光可見的天體，它是宇宙中由新生恆星所形成、狀似星雲的天體。新誕生的恆星以秒速將近數百公里的高速不斷噴出氣體，這些氣體會與恆星周圍的氣體雲和灰塵雲激烈碰撞、產生光芒。“半星半雲”是因為很多HH天體在拍攝底片上呈現出像恆星的外觀，但是它的星像半寬又比真正的恆星至少要大一倍，而且常常伴有雲霧狀的結構環繞在周圍或一側，使它們顯得有些若隱若現。HH天體普遍存在於恆星生成區，在單一新生恆星的極軸附近常可見到排成一列的多個HH天體。

天文現象

HH天體是相當短暫的天文現象，不會持續超過數千年。在氣體持續發散至星際物質中時，HH天體也就漸漸模糊不可見。哈伯太空望遠鏡觀察了數個複雜的HH天體，其中有些正在消逝，另外一些因為與星際物質的碰撞漸趨激烈而越來越明亮。

發現與觀察史

第一個赫比格-哈羅天體在19世紀由Burnham所觀測。他在利克天文台使用36吋折射望遠鏡觀察金牛T星時，發現附近有一處類似星雲的斑點；然而這個發現被紀錄為新的發射星雲（Burnham星雲），而不是新型態的天體。

金牛座T是一顆非常年輕的變星，也是一顆金牛座T型星的原型星，內部尚未達到流體靜力與重力崩塌作用力間的平衡，並由星球中心以核聚變產生能量。

1940年代，Haro跟Herbig開始各自獨立進行相關的研究。Herbig也觀測Burnham星雲，並發現其電磁波譜相當不尋常，在氫、硫與氧的波段有顯著的暗線。Haro則發現類似的天體在紅外線波段皆不可見。

接著兩人在土桑的天文學家會議上相會，起先Herbig僅略微提到他所觀察到的這些天體，但在聽聞Haro的發現後，他才提出更多詳細的研究成果。當時的蘇聯天文學者Viktor Hambardzumyan提案以兩位研究者為這類型天體命名；由於這些天體是在年輕的金牛座T型星附近發現的，他因此認為這些天體是金牛座T型星演化的早期型態。

研究顯示，HH天體皆高度電離化；早期理論家推測HH天體內部可能有低光度的熱恆星。然而，HH天體的光譜缺乏紅外光線頻段，表示其內部沒有星體（恆星會散發大量紅外線）。稍晚的研究則認為星雲內部有原恆星；但最新的研究顯示，HH天體是被年輕恆星所噴射出的物質，與周遭的星際物質以超音速碰撞所造成的現象；其衝擊波產生了可見光以及輻射。

1980年代早期，更多觀測成果揭示了HH天體的本質。HH天體是新生恆星的高密度物質噴流；新生恆星誕生的前數十萬年間，通常被一片氣體物質所形成的吸積盤環繞著；吸積盤內側的物質，因高速轉動的能量而電離化，產生的等離子於吸積盤的垂直面射出，稱為極噴射；當這些電離化的物質與星際空間的氣體以高速碰撞、產生衝擊波以及明亮的輻射時，就成為我們所觀測到的赫比格-哈羅天體。

科學意義

HH天體產生於恆星形成的早期，即年輕星的雙極噴流階段，同時大多數HH天體出現的時標很短,因此HH天體就成為正在經歷的恆星形成活動的一個直接、準確的示蹤物。研究HH天體的形態、結構、譜線、運動學及至大尺度分布對於揭示從單星的形成，噴流機制，到小區域的恆星形成特點，乃至大尺度的恆星形成規律都具有重要的意義。

特點

形態特點

HH天體則呈現出多姿多彩的形態特點：有的像樹的紐節一樣；有的呈弓形；有的呈短棒狀；有的像彗星一樣有明亮的頭部和瀰漫的尾巴；還有的就像一小團彌散的星雲。雖然HH天體本身的尺度大小不一，但由它們組成的HH天體噴流尺度可達幾個秒差距（pc）(Bally&Devine1997)。

光譜特點

HH天體的一個突出特點是它具有一些特殊的低激發能態的光譜，常見的有[SII]、[OI]、[NII]以及Hα線，而缺乏光學波段的連續譜(實際上有些HH天體在藍端有很弱的連續譜，這是雙光子過程紫外輻射的延伸)。這說明它不同於發出連續光譜的恆星，而顯現出帶有發射線的氣體星雲的特點。

研究表明，HH天體的光譜主要有兩類，一類是中性原子產生的允許線和禁線，如[OI]，OI，[CI]，[NI]等，另一類是由低激發能的離子發出的允許線和禁線，如[CaII],CaII,[FeII],MgII,[SII]等，它們的強度要比普通氣體星雲中光致電離造成的譜線強得多（Rripurth1991）。

HH天體除了光學輻射外，還普遍具有近紅外輻射（主要是2.12μm氫分子的轉動-振動躍遷譜線）。此外在許多HH天體中還觀測到了強的紫外和射電輻射。紫外輻射涉及到中性氫原子的雙光子過程和氫分子在Lyman波段的螢光輻射（Schwartz1983），射電輻射則來源於電子自由-自由躍遷產生的連續譜。

物理本質

典型而完整的HH天體是由許多knot密集排列或成直線排開組成的噴流結構，這種噴流結構實際上反映出了HH天體的本質：它是一種來源於年輕星的噴出物，確切地講，是年輕星體噴出的高速氣體沖入星周氣體時被激發的氣體團塊。當高速星風從年輕星體的兩極方向吹入星周氣體時會形成激波，在激波過後逐漸冷卻下來的區域裡，在合適的溫度(Te~7000K)、密度(ne~n×103-n×104cm-3)條件下,一些氣體團塊會激發出某些特殊的譜線，光學波段主要是一些碰撞激發線，從而形成光學可見、帶有特定激發線的HH天體。目前，被廣泛接受的HH天體定義是：與恆星形成區緊密成協的小規模激波激發區，通常有某些特定的光譜以區別於光致電離區（Reipurth,1999）。

數量與分布

目前所觀察到個別的HH天體或HH天體群數量已有400多個。HH天體普遍存在於恆星形成的電離氫區中，與包克球（一種包含年輕恆星的暗星雲）鄰近；這些暗星雲通常就是HH天體噴流的源頭。單一原恆星可以重複噴射許多次，因此往往可以觀察到數個HH天體沿著噴流母星的極軸分布。

近幾年大量發現新的HH天體，但就比例來說，分布在銀河系中的HH天體卻相當少。俱估計，銀河系中應該有150000個左右的HH天體存在，然而目前的科技無法對數量如此龐大的天體群進行搜尋與觀測。大多數的HH天體都在距離噴流源0.5秒差距的範圍內，只有非常少數在1秒差距之外。然而，有一些HH天體與噴流源的距離遠達數個秒差距，這也許表示HH天體附近的星際物質密度並不高，使得噴流可以在消散之前，於真空之中移動一段很長的距離。

動向與變化

天文光譜學的觀測結果估計，HH天體正以秒速100至1000公里的高速遠離噴流母星。近年來稱為哈柏太空望遠鏡的連續觀測，清楚拍下了HH天體自行運動的高解析影像。藉由視差法分析這些影像，可以得知這些HH天體與地球的距離。

隨著物質遠離噴流源，進入星際物質的HH天體，在外觀和型態方面會在數年之中慢慢改變；噴流中的某些團塊亮度可能會有所增減，或是完全消散；也可能會有新的團塊出現。噴流物質的速度差異也可能會造成HH天體外觀的改變。

噴流母星並非是持續穩定地噴射物質，而是以脈衝的方式，在同一個方向將氣體和灰塵一股股地釋放到宇宙中。每次噴流脈衝的速度可能有所不同，並使噴流物質彼此碰撞，在團塊的表面形成衝擊波。

噴流源

赫比格-哈羅天體的噴射源都是非常年輕的恆星，其中有些還是形成中的原恆星。天文學家依紅外線輻射的等級，將這些恆星分為0，I，II與III四種等級；紅外線輻射越是強烈，表示星體周遭有越多溫度較低的物質，也就是說這個星體還在形成階段的初期。等級越高表示星體越成熟。

等級0的天體年齡只有數千年，非常年輕；這類天體的內部甚至還無法進行核融合反應，它們的能量來自於物質聚合時所釋放出的重力位能。等級I的天體，在核心內部開始有核融合反應，但由於被周遭的星雲所遮蓋，從外部無法看到它們發出的可見光，僅能從無線電波或紅外線頻段觀測。氣體與灰塵仍持續從周遭的星雲聚合到等級I的星體表面，直到星體演化到等級II的階段，此時大部分的物質都已經聚合，剩下的物質在恆星黃道面形成堆積盤。在最後的等級III階段，堆積盤的物質也各自聚合，形成環繞著原恆星的原行星。

研究顯示，大約有80%的HH天體是由雙星或是聚星（兩顆以上互繞的恆星系統）所產生的，遠比由低質量的主序星所產生的還多。這表示雙星系統中的恆星也許比較容易產生噴流，進而形成HH天體。有觀測證據顯示，規模最大的HH天體噴流可能來自於一個分裂的聚星系統。有人認為恆星應該大多是以聚星系統的型態集體生成的，在星際物質與彼此間重力的互動作用下，大多數原恆星的團塊會在演化為主序星之前被扯成碎片。

紅外線觀測

HH天體的噴流源頭－年輕恆星及大質量的原恆星，往往被濃厚的星際氣體雲所遮蓋；這些氣體甚至會發出比原恆星還明亮的光，將原恆星的微弱光芒徹底遮掩，因此以可見光波段是無法對這些噴流源進行觀測的；只有紅外線與無線電波能夠穿透層層阻礙，到達地球。這些輻射大多是由高溫的氫分子雲所放射而出。

近幾年的天文觀測，已拍攝了大量HH天體的紅外線影像，大多數的影像都呈現出與船首行進波類似的彎曲弓形，稱為紅外線弓形衝擊波。這些紅外線弓形衝擊波的影像顯示噴流物質的前端正因與星際物質高速碰撞而釋出高溫，遠比能夠以可見光觀測的噴發還要來的劇烈。

紅外線弓形衝擊波的成因與可見光的HH天體本質上是一樣的，差別只在於與鄰近星際物質碰狀而產生的能量輻射型態。噴流物質與分子雲碰撞會造成紅外線弓形衝擊波，而與離子的游離態物質碰撞則產生可見光。

BATC進行HH巡天

大尺度HH天體的巡天研究是當前的一大熱點，由於HH天體與恆星形成活動間的直接和緊密的示蹤關係，研究HH天體的大尺度分布對於了解這一區域的大範圍恆星形成狀態具有非常重要的意義。巡天的方法主要是用包含HH天體某幾條特徵譜線波長範圍的窄帶濾光片拍攝的圖像與平移開一定波長避開特徵線的中帶連續譜圖像作比較，在窄帶發射線圖像上出現而連續譜圖像上不出現的即為HH天體。對相對高激發HH天體，窄帶濾光片常包含Hα/[NII]（λ6548/6584）譜線，對於很高激發的HH天體，[OIII]（λ5007）作為窄帶譜線，對多數HH天體和HH噴流來講，主要是低激發的，這時常用[SII]（λ6717/6731）作為窄帶包含的譜線。

紫金山天文台恆星形成小組與國家天文台BATC巡天小組合作，利用興隆站60/90cm施密特望遠鏡的大視場優勢，於1998年開始了銀道面附近重要恆星形成區HH天體大尺度覆蓋性巡天工作。由於該望遠鏡視場可達58′×58′，而國際上同類項目的視場不足其1/4，加之相關快速處理軟體得到成功開發，該項目的工作效率居於國際領先水平。隨著這一項目的深入進行進而完成，將對銀道面附近恆星形成活動的研究具有重要的意義。

從1998年至今，利用興隆站60/90cm施密特望遠鏡對銀道面附近重要恆星形成區HH天體大尺度覆蓋性巡天工作已基本完成。其中一些工作已發表，其它的工作的初稿也已完成。下面將對這些工作進行簡單的介紹。

蛇夫座ρOph暗雲區的天體巡天

新發現的HH天體

ρOph暗雲區是離我們最近的恆星形成區之一，距太陽系約125pc(deGeusetal.1989)。在哥倫比亞CO巡天圖上(complex3indeGeusetal.1990)，這個區域的暗雲分布呈現出由西北部較稠密而向東南銀心方向逐漸散開呈纖維狀延伸的特點。ρOph暗雲區常被作為研究小質量恆星形成的樣板區域，在它最為稠密的雲核部分L1688，恆星形成活動非常活躍，已經有超過100顆年輕星體(Comerónetal.1993,Strometal.1995)，7個分子外流(Beichmanetal.1986,Wuetal.1992,Tamuraetal.1990,Andréetal.1990,Bally&Lada1983,Lorenetal.1989b,Terebeyetal.1989)和4個水脈澤(Terebeyetal.1992,Wilkingetal.1994,Claussenetal.1996)在雲核中被發現。對這樣一個難得的近距離且活躍的恆星形成區，

人們很早就開始利用各種波段的探測手段對其進行觀測，主要的巡天觀測有：Hα發射線星巡測(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)，在射電波段有VLA(Leousetal.1991, Andréetal. 1987,Stineetal.1988)和VLBI(Andréetal.1992)的巡測。

我們對該區域的觀測於2000年5月31日至7月1日進行。對每一個目標天區[SII]濾光片和連續譜各拍攝3幅圖像，每一幅[SII]發射線曝光20分鐘，單幅連續譜（[BATC10]片）曝光5分鐘，因此對每一個目標天區，發射線與連續譜的的總曝光量分別為60分鐘和15分鐘。總共拍攝了12個目標天區，每個天區大小即為CCD視場58´×58´，天區間邊緣重疊7.5´，最終拼接成一個約11平方度以ρOph核心區為中心的大區域，赤經範圍從R.A.(J2000)=16h22m到16h35.5m，赤緯從DEC.(J2000)=-23°17´到-25°56´。

這次對蛇夫座ρOph暗雲區的大尺度HH天體巡天觀測不僅重現了核心區內已知的10個HH天體，而且在核外區域又新發現了7個HH天體，獲得編號為HH548，HH549A-C，HH550，HH551，HH552，HH553A-E，以及HH554。新發現的HH天體的位置及形態特點列於表一。HH天體位置的確定是建立在GuideStarCatalog圖4 HH天體在ρ Oph

暗雲區的分布

(Laskeretal.1990)基礎之上的，其位置精度可以達到0.4角秒，與此導星表相當水平（Jiang1989）。

新發現的HH天體示於圖3，它們在ρOph暗雲區的分布示於圖，其背景的等值線圖是哥倫比亞大學CO巡天得到在此天區的CO分布(deGeusetal.1990)，顯示的是本區域內的年輕星（HerbigandBell1988）和Hα發射線星(Wilkingetal.1987)的分布情況。

觀測區域

實心方塊為此次巡天新發現的HH天體，空心方塊為本區已知的HH天體，十字代表分子外流（Wuetal.1996）,實線為CO發射等值圖,等值線值為W(CO)=20,55,112.5Kkms-1（deGuesetal.1990）。虛線顯示本次觀測區域。

從圖大致可以看出，新發現的HH天體較為集中地出現在三個區域：ρOph星附近地區，暗雲中另一個稠密雲核L1689N區，以及核心區以南（赤道坐標系）一度左右已離開CO分子雲邊界的一個區域。以下我們將對這些新發現的HH天體逐一進行討論。（註：圖3為觀測結果，採用的是赤道坐標系，圖由於以哥倫比亞大學CO巡天資料為背景，採用的是銀道坐標系。）

Orion區的大尺度HH天體巡天

觀測範圍

獵戶（Orion）是最活躍的鄰近恆星形成區之一，這裡過去發生過恆星形成，現在正經歷著恆星形成，未來也會有恆星形成。Orion包括兩個GMC，一個位於獵戶北部，另一個位於獵戶南部的獵戶大星雲後面。它們的質量都約是105M⊙。獵戶區的距離估計在400―500pc，一般用450pc。獵戶恆星形成區由幾部分組成：從年齡為12×106年的最老的OrionOB1星協，到年齡為1×106年的最年輕的子群―獵戶大星雲中的四邊形團（Trapeziumcluster），以及更年輕的原恆星（如獵戶星雲後OMC-1中BN-KL區域的大質量原恆星Irc2-I）。Orion是恆星形成觀測的目標區域，它位於銀河系的外圍區域和銀盤下方10°—14°的位置，在前景和背景都沒有其他恆星形成區的混淆。

OrionA巨分子雲既是大質量恆星形成的區域，又是小質量恆星形成的有效區（Wouterloot&Brand1992）。13CO（Ballyetal.1987）的成圖顯示，OrionA的北部compressed,dynamicallyrelaxed，支持大質量恆星形成；OrionA的南部diffuse,exhibitschaoticspatialandvelocitystructure，支持中小質量恆星形成。這樣的結構可能是由於OriOB1星協的形成和演化所致。

新發現的HH候選體

兩個明顯的巨分子雲以來，大量觀測聚集到了獵戶中的分子氣體。光薄的13CO觀測揭示了密度為103cm-3的團塊和纖維結構，這些纖維結構的典型長度是幾個pc，寬度是1-2pc，質量是幾百M⊙，速度彌散是1-3km/s。最耀眼的是雲北部明亮而狹長的、通常稱之為積分形狀的纖維結構（“integralshapedfilament”），它在獵戶大星雲HII區的後面，南北方向延展~1°（~8pc）。CS（Tatematsuetal.1998ApJS..118..517）。以下概括獵戶南部區域的中小質量恆星形成，而不管BN-KL、OrionNebula、和Trapeziumcluster。OrionA由北至南：1.OMC-2/3（mm,sub-mm,cm波段的觀測；OMC-3中的源比OMC-2的年輕；NIR在OMC-2核心發現一個小的紅外團；Yu2000博士論文，發現成打的準直流）。2.OMC-1/BN-KL(luminousIRsources,OMC-1outflow)、OMC-1Soutflow(8×103L⊙FIR/mmsource)。3.OrionNebula/OMC-4（不活躍）。4.L1641區包括：L1641N、HH34、V380Ori/HH1-3、L1641C(HH43/38/FUOrIC430=IRAS05358-0704/IRAS05357-0701/IRAS05355-0709C、Haro4-255/光學噴流/Haro4-255FIR=IRAS05369-0728/分子外流、e50/L1641-S/MB40/IRAS05380-0728、L1641-S3/MB41/IRAS05375-0731)。

L1641區是發現HH天體最早的地方，早在二十世紀五十年代，Herbig（1951）和Haro（1952）就在這個區域的中間發現最早的3個HH天體。八十年代，隨著激波理論成功地套用於解釋HH天體的光譜（Schwartz1983）。隨著分子外流的發現，掀起了一輪研究HH天體的狂潮。Reipurth（1985）通過深曝光底片，在L1641區發現34個HH天體的候選者，之後其中的大部分得到了證認（Reipurth,1989,1988）。Ogura等（1987，1990，1991）也在其中發現了不少HH天體。

1999年開始，我們使用國家天文台60/90cm施密特望遠鏡對獵戶巨分子雲區，特別是獵戶南部L1641暗雲區域，進行[BATC10]中帶濾光片和[SII]窄帶濾光片的CCD成像的巡天觀測。通過這樣的無偏觀測搜巡HH天體，提供整個獵戶恆星形成的完備樣本的HH天體圖象，並且描述和分析這一區域的恆星形成特徵。了解銀河系內的獵戶恆星形成區HH發射的大尺度結構和恆星形成的統計分布規律。

我們用了1999和2000兩年的觀測季節，共觀測了38個區域，覆蓋了獵戶區（α:5h―6h，δ:-11°―6°範圍內）的所有已知HH天體（圖6）。完成了對OrionA巨分子雲較完備的觀測，而對OrionB巨分子雲還只是HH天體的覆蓋觀測。

在Haro4-255附近新發現兩個Herbig-Haro天體：在Haro4-255附近區域獨立發現了兩個HH天體—HH469和HH470，並證認出HH469的激發源是Haro4-255FIR，而HH470是由Haro4-255激發的。由此推斷出Haro4-255附近有兩個（Haro4-255、Haro4-255FIR）或三個（還包括VLA2）年輕星正在形成，並且在從南到北的方向形成一個越來越年輕的恆星形成序列。其他未編號的HH天體候選體見表。

這次巡天覆蓋了L1641這一個恆星形成區以及Orion區域的北面部分。我們從圖中可以看到，這些新發現的HH天體一般都在一些已知HH天體的周圍，同時我們可看到這些HH天體只是出現在某些特定的區域。通過和Wiramihardjartal(Wiramihardjartal1991)做的Hα發射星相比較，我們發現在OrionA巨分子雲中，HH天體的分布和Hα發射星的分布在大尺度上是一致的，它們都分布在赤經（B1950）5h30m到5h40m和赤緯（B1950）-7º到-5º之間。然而我們也可以看到每一個HH天體的位置並不是和Hα發射星完全重合的。

Taurus天區的大尺度HH天體巡天

Taurus（金牛座）天區是離我們比較近的（距離約為140pc）的一個典型的小質量恆星形成區。在該區域中通過紅外和光學發現了超過80個的TTauri星（Cohen&Kuhi1979; Herbig&Bell1988; Strometal.1989; Kenyonetal.1990）。同時通過CO的觀測也發現了和遠紅外源成協的分子外向流（Heyeretal.1987b; Myersetal.1988;Fukui1989;Terebeyetal.1989;Moriarty-Schievenetal.1992;Fukuietal.1993）。這些都說明該區域的恆星形成正在進行中。

在Taurus區域中已經發現了32個HH天體，其中的巡天工作包括Altenetal.1997年的工作，發現了HH360-362；Gomezetal.1997對Taurus中深嵌源的光學和近紅外巡天，發現了HH390-395；Devineet al 1999在Haro6-10附近的HH天體研究，發現了HH410-414；Aspin&Reipurth2000年對GKTau區域的研究，發現了HH466和468。但是對於Taurus區域還沒有超過1º×1º的巡天工作。

在2001年12月底和2002年1月份，我們利用國家天文台60/90cm施密特望遠鏡對Taurus區域進行全面的HH巡天，尺度達到了30個平方度，基本覆蓋了整個Taurus天區。總共拍攝了30個目標天區，在這次巡天中，我們共新發現了10個HH候選體，重現了該區域中的18個已知的HH天體。

通過和Taurus區域的13COJ=1-0的成圖（Mizunoet. Al 1995）相比較，可以看到這些HH天體（新發現的和已知的）都包括在13COJ=1-0的成圖範圍內。從上圖中也可以看到，在Taurus區域中的HH天體分布具有一定的成團性而且和分子外向流的成協性非常的好。我們新發現的HH天體候選體基本都在一致的HH天體的附近。

MonocerosOB1分子雲

MonocerosOB1分子雲是一個活躍的恆星形成區，它距離我們約800pc（Walker1956）。對這個區域人們已經有了比較多的研究：Herbig在1954年的時候就在該區域發現了相當多的Hα發射星；在該區域中還發現了四組HH天體（Adamsetal.1979;Walshetal.1992）以及5個CO分子外向流（Margulis&Lada1986;Margulisetal.1988；通過對IRAS的四個波段的研究，Margulisetal.（1989）證認出來30個離散的IRAS源，其中的18個IRAS源是屬於ClassI型的；Ward-Thompsonetal.(2000)通過亞毫米波和毫米波的觀測，在該區域中發現了一團毫米波源，其中有5個毫米波源；對該區域進行的近紅外H2發射線的成像研究在NGC2264IRS1區域發現了4個（可能是5個）高準直性的jet。

為了更好的研究該區域的恆星形成和外向流的性質，我們對該區域進行了全面的HH巡天工作。

[SII]和[BATC10]的觀測是利用北京天文台60/90cm施密特望遠鏡，分別在1996年2月19日和21日以及1997年3月7-8日進行了。對HH772A，575B和575C1的低色散光譜觀測是在1999年12月5-9日利用國家天文台的2.16米的進行的。近紅外的觀測是利用Okayama天文台的1.88米望遠鏡，在1999年11月19-20日進行了的。

在我們的[SII]巡天中，重現了該區域中所有已知的HH天體，但是在MonB1分子雲沒有發現新的HH天體。在MonB1分子雲的北面，我們發現了2個新的HH天體：HH572和HH575。

計畫

H搜尋

對銀河系附近的恆星形成區繼續進行HH天體的搜尋。銀河系附近的恆星形成區主要有以下這些：

我們已完成了對其中一些恆星形成區的HH天體巡天（Oph、Orion、Taurus和NGC2264），下面需要對其它的恆星形成區進行HH天體巡天，以更好的了解銀道面附近的恆星形成活動，可用足夠的樣本進行統計分析。

資料

我們可以利用通過巡天得到的HH天體資料，在結合其它的資料（比如2MASS的資料，分子外向流的資料，Hα發射星的資料等等），來分析HH天體和原恆星之間的關係。這些關係包括HH天體在統計上一般出現在距離原恆星多遠的距離尺度上；單位元中HH天體的個數和原恆星的個數之間是否存在一定的統計關係，存在的話，那是什麼樣的關係（即HH誕生率的問題）。這些關係的得到可以讓我們對恆星形成活動有更深刻的了解。上面提到的統計分析，在Taurus天區的巡天結果中已經進行了，並且得到一些結果。隨著巡天工作的深入進行，我們可以不僅可以得到各個不同天區的統計結果，還可以得到整個銀河系附近恆星形成區總的統計結果。到那時候一定可以推進恆星形成的研究工作。

參考文獻

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HH天體