JWST揭示赫比格星HD 35929富分子盘：气相SiO的意外发现与内盘化学演化新探

《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》：MINDS: The molecule-rich disc of the Herbig star HD 35929 revealed with JWST/MIRI

本研究利用JWST（詹姆斯·韦伯空间望远镜）的MIRI（中红外仪器）数据，首次在赫比格星HD 35929的内盘（~0.2 au）中探测到气相SiO的振动基频发射，同时检测到H2O、CO、CO2和OH等高柱密度分子。研究通过贝叶斯检索和运动学分析，揭示了该盘具有高温（500–1500 K）、高柱密度（>1018 cm–2）的紧凑气体结构，表明其处于尘埃耗尽、化学非平衡状态，为中等质量年轻恒星内盘化学演化提供了关键观测证据。

　　

在恒星和行星形成的壮丽画卷中，中等质量的赫比格星（Herbig Ae/Be stars）占据着独特的地位。这些质量介于1.5到8倍太阳质量的年轻天体，周围环绕着正在形成行星的气体和尘埃盘。然而，由于观测技术的限制，我们对这些盘内部分子气体的化学组成知之甚少。以往的研究表明，与低质量的T Tauri星相比，赫比格星盘的中红外光谱往往缺乏显著的分子发射线，这可能是由于明亮的尘埃连续谱淹没弱发射线，或是恒星强紫外辐射光解分子的结果。

HD 35929正是这样一个引人入胜的研究对象。它是一颗位于猎户座OB1协会方向的F2型赫比格星，距离我们约380秒差距。其光谱能量分布显示出陡峭的负斜率，被归类为Group II盘，意味着其红外过量相对微弱，且缺乏小的亚微米级尘埃颗粒。更令人困惑的是，基于气体吸积率和盘质量的估算，HD 35929盘的预期寿命仅有短短几年，这与斯皮策（Spitzer）和JWST跨越二十年的观测中探测到的持续红外发射相矛盾。这些特性使得HD 35929成为研究赫比格星盘演化末期的理想实验室。

詹姆斯·韦伯空间望远镜（JWST）的发射彻底改变了这一局面。其搭载的中红外仪器（MIRI）以其前所未有的灵敏度和光谱分辨率，为我们打开了探测行星形成盘内部分子气体的一扇新窗口。作为MIRI中红外盘巡天（MINDS）项目的一部分，HD 35929被选中进行观测，旨在揭示其内盘的化学和运动学性质。

为了回答内盘的化学组成和物理条件这一核心问题，由Till Kaeufer领导的研究团队对HD 35929的JWST/MIRI-MRS（中分辨率光谱）数据进行了深入分析。研究人员首先对观测数据进行了细致的处理，包括利用JWST标准管线进行数据还原、条纹校正和光谱提取。随后，他们通过视觉检查和光谱拟合，对盘中的原子、分子和尘埃特征进行了编目。

研究团队发现，HD 35929的MIRI光谱呈现出惊人的分子线发射富集特征。除了预期的H₂O、CO、CO₂和OH发射外，最令人意外的发现是气相SiO振动基频（v=1–0）发射线的清晰探测。这是首次在围绕中等质量年轻恒星的行星盘中探测到气相SiO的振动转动发射线。此外，光谱中还检测到HI复合线和[Fe II]精细结构线。

为了量化这些分子的发射特性，研究人员采用了两种关键技术方法。首先是使用iSLAT软件对单个发射线进行高斯轮廓拟合，以获取其运动学信息（如谱线宽度和多普勒位移）。其次是利用DuCKLinG（带有气体线发射的尘埃连续谱工具包）模型进行贝叶斯检索。该模型基于局部热动平衡（LTE）条件下的平板模型（slab model）网格，能够同时拟合多个分子的发射，并反演其柱密度、温度范围和发射区域。研究通过计算贝叶斯因子（Bayes factor）来客观评估不同分子是否存在以及其发射条件（如温度、柱密度是否随半径变化）的复杂性是否必要。

2.4 发射线运动学

对发射线轮廓的分析揭示了气体位于恒星极近的距离上。许多分子线和HI线的谱线宽度（FWHM）在50到300 km s^–1之间，中值约为130-140 km s^–1。如此大的展宽表明发射气体处于高速旋转状态。通过假设典型的投影旋转速度（65 km/s）和已知的恒星参数，研究人员估算出气体发射区域的距离尺度约为0.17天文单位（au），这与近红外干涉测量得到的尘埃内半径（~0.21 au）以及基于CO首次泛音发射推断的致密气体环半径（0.21 au）非常接近。这表明分子气体位于恒星附近，可能就在尘埃升华半径（估计为0.4 au）之内或附近。

3.2 建模结果

贝叶斯检索结果以极强的证据（ln B >> 11）确认了H₂O、CO、CO₂、SiO和OH的探测。对于C₂H₂和HCN的测试则表明证据不足或微弱，因此最终模型未包含它们。在模型复杂性方面，研究发现H₂O、CO和CO₂的发射需要温度和柱密度随半径变化的幂律分布来描述，而SiO的发射则可以用单一的柱密度和温度（即0D模型）很好地拟合。

反演得到的分子条件非常极端。所有分子都显示出高柱密度（>10¹⁸ cm^–2），其中CO和H₂O的柱密度甚至超过10²⁰ cm^–2，远高于在T Tauri盘中通常发现的数值（10¹⁸–10²⁰ cm^–2）。温度方面，CO发射自最高温区域（~1500 K甚至更高），CO₂的发射覆盖较宽的温度范围（~250–1000 K），而SiO则局限于一个较窄的温度区间（500–900 K）。通过分析主导辐射通量的区域，研究人员估算了分子的有效发射半径：CO、SiO和CO₂的发射主要来自半径分别为0.12 au、0.22 au和0.14 au的盘区域，这与运动学分析得到的距离尺度一致。

对H₂O的专门分析进一步证实了高温高柱密度的特性。通过拟合仅包含转动水线的光谱以及一组未混合的转动水线，研究确认HD 35929盘中热水的柱密度显著高于T Tauri盘（如BP Tau和XX Cha），并且缺乏冷水的发射。水线比率诊断图也独立于模型证实了高温水的主导地位和高的柱密度。

4.1 气相SiO的存在

气相SiO的探测是本研究最引人注目的发现。其高激发温度、高柱密度以及宽的谱线宽度，都强烈支持其起源于恒星附近、尘埃升华半径内侧的高密度、温暖/炎热内盘区域。在恒星强烈的紫外辐射场下，SiO能够存在可能得益于尘埃和分子（如H₂O）的屏蔽效应，或其自身的自屏蔽。

然而，化学平衡模型（如GGCHEM）预测，在考虑固体形成的情况下，硅元素在温度低于1700 K时就会严重耗竭，而本研究反演得到的SiO激发温度（500–900 K）远低于此。这表明SiO并未完全凝结成固体，暗示了盘内存在化学非平衡过程，或者反演得到的SiO激发温度未能代表其真实的动力学温度。这一发现与Juhász等人（2010）在HD 35929中探测到丰富的固态无定形SiO₂（表现为9.2–9.3 μm的硅酸盐发射峰）形成了有趣的对比，暗示了气固相之间复杂的相互作用。

4.2 HD 35929盘的性质

HD 35929盘在赫比格星中显得与众不同，其JWST/MIRI光谱显示出丰富的分子线发射。这归因于其相对微弱的尘埃连续谱（Group II型SED）和JWST的高灵敏度。其紧凑的尺寸（<17 au）、高气体柱密度以及小的空间尺度，使其类似于51 Oph等特殊赫比格星盘，可能代表了中等质量恒星盘演化的一个特定阶段——即只有最内部、气体丰富但尘埃耗尽区域存留的 dispersal（消散）末期。

关于盘寿命极短的矛盾，研究讨论了多种可能性：气体吸积率可能存在变化；盘的气尘质量比可能远高于标准的100；吸积率诊断方法对于更热、更大质量的赫比格星可能存在偏差；或者，吸积信号可能部分来源于盘风。另一种更激进的可能性是，HD 35929本身可能并非一颗前主序星，而是一颗后主序星，其盘物质来源于恒星光球层的物质抛射，这可以彻底解决盘寿命问题。

本研究通过JWST/MIRI对HD 35929的观测，首次揭示了中等质量赫比格星内盘可以存在极其丰富且致密的分子气体，特别是意外探测到的气相SiO，挑战了我们对内盘化学平衡和元素凝结过程的理解。这些发现凸显了JWST在探测行星形成区化学复杂性方面的强大能力。HD 35929可能代表了一类处于演化末期的、紧凑且气体丰富的内盘系统，对其深入研究将为了解中等质量恒星周围行星系统的形成和早期演化提供至关重要的线索。未来的研究需要结合更全面的热化学盘模型，并扩大对赫比格星的JWST观测样本，才能将HD 35929置于更广阔的图像中，最终揭示内盘化学的多样性和演化路径。