孙金旭，李金增，刘洪礼，董晓怡，袁敬华，张国印

(1.中国科学院 国家天文台 中阿观测基地，北京100012；2.中国科学院大学，北京100049；3.云南大学天文系，昆明650091；4.Departamento de Astronom´ıa,Universidad de Concep ci´on,Av.Esteban Iturra s/n,Distrito Universitario,160-C,Chile)

1 引言

大质量恒星(M⋆≥8M⊙)通常以成团的形式诞生于致密的分子云中。在其形成和演化的早期阶段，大质量恒星在其母分子云中会产生一些剧烈的反馈，如外向流、星风、膨胀的电离氢区以及超新星爆炸。一方面，这些反馈迫使其周围的致密分子云加速到逃逸速度，将其耗散成为弥散气体，从而抑制新一代恒星形成；另一方面，这些反馈会压缩周围的星际介质，使其再次形成引力不稳定的分子云，进而触发新一代的恒星形成，这一过程就是所谓的触发恒星形成。

无论是在理论还是观测上，人们在过去几十年开展了很多关于触发恒星形成尤其是与电离氢区关联的研究[1–14]。在理论上，有两种主要的模型至今仍被广泛讨论，即聚集坍缩[1](collect and collapse)和辐射驱动内暴[2,3](radiation-driven implosion)。简而言之，聚集坍缩模型描述的是一个电离氢区周围的物质在电离波前(ionization front)和激波波前(shock front)被重新聚集并形成具有壳层(或环状)结构的分子云，最后由于引力不稳定性坍缩形成新一代恒星的过程。这一模型可以较好地解释所观测到的一些位于形态规则的电离氢区周围的恒星形成活动，如Sh 104[15],RCW 79[16],RCW 120[6]和N4[17]。辐射内暴模型是指一个由电离波前所驱动的激波波前去触发一个原本存在并处于亚临界条件的分子云团块使其内暴，从而坍缩形成新一代恒星的过程。相比于聚集坍缩，辐射内暴模型少了一个物质再聚集的过程。……