韋伯拍下恆星形成區 NGC 7129：年輕恆星的噴流與外流

同一個畫面，不同階段的年輕恆星

中央的亮星 LkHα 234 是一顆年輕恆星，質量約為太陽的五到八倍。它的質量大致已經累積完成，正在自身重力下收縮，一邊收縮一邊升溫，直到能像太陽一樣讓氫發生核融合為止。中央的亮星 LkHα 234 是一顆年輕恆星，質量約為太陽的五到八倍。它的質量大致已經累積完成，正在自身重力下收縮，一邊收縮一邊升溫，直到能像太陽一樣讓氫發生核融合為止。質量越大的恆星演化得越快；LkHα 234 是這個年輕星團裡質量最大的恆星，所以也是最成熟的一顆。

這顆星在更早的發展階段噴出外流，從分子雲裡掏出了它左邊那個寬約 3.5 光年的金色空腔。恆星加熱過的氣體壓向較冷的雲氣，在空腔頂端擠出一道銳利的脊線。這道交界稱為光解離區：星光在這裡把氫分子拆成氫原子，花上數百萬年，一點一點侵蝕整片雲氣。

右邊成團的氣體受外流加熱而呈現紅色，裡面藏著原恆星，也就是處在更早階段、仍在累積質量的恆星。左上方有一片藍色星雲，正中央也有一顆原恆星；它周圍甜甜圈狀的圓盤，在附近的氣體上投下一道影子。

噴流、震波與赫比格–哈羅天體

年輕恆星不只吸入物質，也會把其中一部分拋出去，有的是細窄的噴流，有的是較寬的外流。這些高速氣體撞上移動較慢的雲氣，產生的震波會讓氣體發光；新生恆星周圍這類發光的區域，就叫做赫比格–哈羅天體。韋伯影像中那些紅色、帶有紋理的斑塊，是好幾顆原恆星的外流，沿著我們的視線方向疊在一起。

一篇 2008 年談仙王座恆星形成的回顧論文，列出 NGC 7129 內部及附近二十多個赫比格–哈羅天體，其中許多與 LkHα 234 一帶有關。1990 年在那裡發現的一道光學噴流，朝西南方伸進空腔。後來的觀測在 LkHα 234 周圍幾角秒內找到好幾個埋在雲裡的年輕天體；其中一個只在毫米波段看得到的團塊，很可能就是這一帶分子氫噴流的源頭。這篇回顧也沒有找到證據顯示亮星本身有朝兩側噴出的外流。ESA/Webb 的新聞稿並沒有在影像上標出個別的赫比格–哈羅天體。

韋伯為什麼用紅外線觀測

恆星在寒冷、緻密的雲氣中誕生，雲裡的塵埃會散射並吸收可見光，讓光學望遠鏡看不到最年輕的天體。紅外線卻能穿透大部分塵埃；外流中受震波加熱的氣體也會發出紅外線，例如溫熱的分子氫。

這張影像結合了 NIRCam 透過六個濾鏡拍下的畫面，波長介於 1.15 到 4.7 微米，每個濾鏡各配一種顏色：波長較短的是藍色和青色；3.35 微米的濾鏡對一類富含碳的分子特別敏感，這類分子叫做多環芳香烴（PAH），配上黃色；波長最長的兩個是紅色，其中一個以分子氫的一條譜線為中心。顏色標示的是濾鏡，不是元素：根據 ESA/Webb 的說明，填滿金色空腔的是高溫的原子氫，紅色區域是受外流加熱、溫度較低的分子氣體，灰色區域則是最冷、最緻密的氣體，那裡還沒有恆星形成。

NGC 7129 在哪裡，望遠鏡裡看得到什麼

NGC 7129 位在仙王座，赤經 21 時 43 分、赤緯 +66° 07′。在北緯約 24° 以北的地方，它永遠不會落到地平線下；從臺北看，它在北方天空最高可升到地平線上約 49°。8月中旬它與太陽在天球上相對，半夜時升到最高；到了10月和11月，則是在傍晚升到最高。在赤道上，它最高只升到約 24°；到了南緯約 24° 以南，則根本不會升起。它是北半球的天體。

大型業餘望遠鏡可以看到其中的反射星雲，也就是星團的恆星所照亮的塵埃。星表列出的亮度約 11.5 等，大小約 7 角分。目視觀測者 Steve Gottlieb 用 44 公分望遠鏡看到一片表面亮度相當高的光暈，約 3 × 2 角分，圍繞著三顆 9.5 到 10.5 等的恆星。Gottlieb 也用 33 公分望遠鏡觀測過它；在我們讀過的資料裡，找不到用口徑更小的望遠鏡觀測的描述。Robert Gendler 拍的一張光學照片收錄在那篇 2008 年的回顧論文中，照片裡看得到星團、星雲和幾個赫比格–哈羅天體。韋伯記錄的是紅外線，再配上指定的顏色，所以不論是從目鏡看，還是用一般相機拍，它看起來都不會像這張影像。