利用中红外氢线探测恒星吸积

本文研究了从 Spitzer 档案中收集的处于不同演化阶段（完整盘、过渡盘和碎片盘）的 114 个盘的中红外 (IR) 氢复合线的起源。我们重点关注 Spitzer 光谱中观测到的两条较亮的 H~{\sc i} 线，即位于 12.37 $\mu$m 的 H~{\sc i}(7-6) 和位于 11.32 $\mu$m 的 H~{\sc i}(9-7)。我们在 46 个目标中探测到 H~{\sc i}(7-6) 线，在 11 个目标中探测到 H~{\sc i}(9-7) 线。我们将这些线与 Spitzer 光谱中探测到的另一条最常见的气体线，即位于 12.81 $\mu$m 的 [Ne~{\sc iii}] 进行了比较。我们认为 H~{\sc i} 辐射不太可能起源于盘的光蒸发上表面层，这与在低吸积星中发现的 [Ne~{\sc iii}] 线的情况不同。利用 H~{\sc i}(9-7)/H~{\sc i}(7-6) 线比，我们发现这些气体线可能探测的是氢柱密度为 $10^{10}$-$10^{11}$ cm$^{-3}$ 的气体。被完整盘和过渡盘环绕的目标子样本显示出吸积光度与 H~{\sc i} 线光度之间存在正相关。这两个结果表明，观测到的中红外 H~{\sc i} 线追踪了吸积到恒星上的气体，其方式与较短波长下的其他氢复合线相同。对于绝大多数完整盘和过渡盘，可以排除这些线纯粹起源于色球。我们首次报告在 8 个年轻（< 20 Myr）碎片盘中探测到 H~{\sc i}(7-6) 线。在这些目标中，不能排除纯粹的色球起源。如果 H~{\sc i}(7-6) 线在这些较老系统中追踪吸积（如同在完整盘和过渡盘中那样），则辐射强度意味着吸积率低于 $10^{-10}$ M$_{\odot}$/yr。我们讨论了将吸积指示器扩展到更长波长的一些优势。