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韦斯特豪特40

天球赤道座标：星图 18h 31m 29s, −02° 05′ 36″
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W 40
史匹哲太空望远镜以红外线看见的W40。
观测资料 (J2000 历元)
星座巨蛇尾
赤经18 31 29
赤纬-02 05.4
距离1,420±30 光年 [1][2][3] (436±9 秒差距)
视大小 (V)8弧分
物理特征
估计年龄80–150万年[4]
其他特征W40、Sh2-64、RCW 174、LBN 90[5]
相关条目：疏散星团、NGC天体表

韦斯特豪特40或W40（也称为沙普利斯64、Sh2-64或RCW 174） 位于巨蛇尾，是银河系内的一个恒星形成区。在这个区域，形成弥漫星云的星际气体围绕著几百颗新生恒星组成的星团[2][6][7]。W40距离是436 ± 9 秒差距(1420 ± 30光年)[8]，使其成为最接近的大质量O型和B型恒星形成的地点之一[1]。来自大质量OB恒星的游离辐射创造了一个电离氢区[9]，呈现出沙漏的型态[6]。

来自巨大分子云的尘埃，形成遮蔽W40的星云，使得W40难以在可见光的波长下观测[2][10]。因此，X射线、红外线、和电波观测被用来穿透分子云，以研究其内部正在进行的恒星形成过程[2][11][12]。

W40出现在天空中，包括指定为南巨蛇（英语：Serpens South）的红外暗云， 其它几个恒星形成区域[13]，和被称为巨蛇主星团(Serpens Main Cluster)的一个年轻的恒星集团附近[14]。对这三个恒星形成区域所测得的距离相近，表明它们彼此靠近，并且是被称为巨蛇分子云的同一大尺度云团的一部分[8]。

在天空的位置

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W40恒星形成区投射在天空中的巨蛇-天鹰座裂谷（英语：Serpens-Aquila Rift）方向，这是天鹰座、巨蛇座和蛇夫座东部银河平面上方的一团乌云[15]。星际云的高度消光，意味著它是最近的大质量恒星形成地点之一，在可见光中看起来并不引人注目。

W 40 在天空的位置。

W40中的恒星形成

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像所有恒星形成区域一样，W40由几个组成部分组成：年轻恒星团和形成这些恒星的气体物质（星际物质）。W40中的大多数气体以分子云的形式存在，分子云是星际物质中最冷、最密集的阶段，主要由分子氢组成（H2）[16]。当云的一部分气体质量变得太大时，恒星在分子云中形成，导致它由于金斯不稳定性而坍塌[17]。恒星通常不是孤立形成的，而是在包含成百上千的其它恒星组成的集团中一起形成[18]，就像W40的情况一样。

在W40，来自星团的回响使一些气体电离，并在星团周围的云中吹出一个双极气泡[6]。这种回响效应可能引发进一步的恒星形成，但也可能导致分子云的最终破坏和恒星形成活动的结束[19]。

星团

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一个年轻的星团位于W40电离氢区域的中心，大约包含520颗恒星[2][20]，质量最低的恒星仅有0.1太阳质量(M☉)。对恒星的年龄估计表明，星团中心的恒星大约有80万年的历史，而外部的恒星则稍年长一些，只有150万年[4]。该星团大致呈球对称，并且已质量层化，也就是说质量较大的恒星更可能在星团中心附近被发现[2]。在非常年轻的星团中，如W40，质量层化的原因是恒星形成理论中一个悬而决的理论问题，因为通过恒星之间的双体相互作用进行质量层化的时间尺度通常非常长[21][22]。

星云被几个O型和B型的恒星电离[3]。近红外光谱已经确定了一颗晚期O型星，名为IRS 1A南，以及3颗早期B型星IRS 2B、IRS 3A和IRS 5。此外，IRS 1A北和IRS 2A为赫比格Ae/Be星[1]。使用甚大天线阵观测到其中几颗恒星的电波发射，此一证据显示其可能是超致密电离氢区（英语：Ultra-compact H II regions）[23]。

红外过量表明星团中的许多恒星有星周盘，它们可能正在形成行星[2]。来自IRAM 30米望远镜的毫米波观测显示，蛇夫座南区有9颗0级原恒星，W40区有3颗0级原恒星[24]，支持该地区非常年轻并积极形成恒星的观点。

星际物质

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估计W40所在的分子云质量约为104M☉[6]。分子云的核心有一个像牧羊人杖的钩形物，是目前诞生恒星的场所[24][25]。这个星团的OB恒星和主序前星位于这个纤维体弯曲处的东方。还发现这个星云的核心辐射出 一氧化碳辐射电波的波长，借此估计出核心的质量约为200-300M☉。核心还流出微弱的双极性，可能有一颗年轻的星体，有著速度相差约0.5Km/S的两个瓣[26]。

赫协尔/SPIRE在500μm波长观察的分子云核心。覆盖在上面的年轻恒星（白色圆圈）是由钱德拉X射线天文台检测到的[27][28]。

欧洲太空总署的赫歇尔太空望远镜最先注意到这一地区有显著与大量的丝状体结构[5]。这些丝状结构有密集的"芯"和气体嵌入其中 －其中有许多可能会引发重利坍缩形成恒星。赫歇尔观测这个地区的结果，与随后的报告结果，意味著分裂的分子云私是恒星形成过程的基础。赫协尔对W40和天鹰座裂谷的观测结果，相较于北极星区域的分子云，显示恒星形成时发生的线密度（每单位长度的质量）超过金斯长度的界线，使它们的重力很不稳定。这使得W40和天鹰座裂谷的恒星形成率高于北极星区域。这些观测的结果补强了模拟的恒星形成，也强调分子云丝在恒星诞生中发挥的作用[29]。

基于钱德拉X射线天文台在太空中的观测，显示弥漫的X射线来自电离氢区，可能是有数万K温度的电浆的存在[2][30]。这些电浆可能来自大质量恒星的恒星风，造成冲击加热。

图集

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相关条目

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参考资料

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  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Shuping, R. Y.; et al. Spectral Classification of the Brightest Objects in the Galactic Star-forming Region W40. Astronomical Journal. 2012, 144 (4): 116. Bibcode:2012AJ....144..116S. arXiv:1208.4648 可免费查阅. doi:10.1088/0004-6256/144/4/116. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7 2.8 Kuhn, M. A.; et al. A Chandra Observation of the Obscured Star-forming Complex W40. Astrophysical Journal. 2010, 725 (2): 2485–2506. Bibcode:2010ApJ...725.2485K. arXiv:1010.5434 可免费查阅. doi:10.1088/0004-637X/725/2/2485. 
  3. ^ 3.0 3.1 Smith, J.; et al. Infrared sources and excitation of the W40 complex. Astrophysical Journal. 1985, 291: 571–580. Bibcode:1985ApJ...291..571S. doi:10.1086/163097. 
  4. ^ 4.0 4.1 Getman, K. V.; et al. Age Gradients in the Stellar Populations of Massive Star Forming Regions Based on a New Stellar Chronometer. Astrophysical Journal. 2014, 787 (2): 108. Bibcode:2014ApJ...787..108G. arXiv:1403.2741 可免费查阅. doi:10.1088/0004-637X/787/2/108. 
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 André, Ph.; et al. From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould Belt Survey. Astronomy & Astrophysics. 2010, 518: 102. Bibcode:2010A&A...518L.102A. arXiv:1005.2618 可免费查阅. doi:10.1051/0004-6361/201014666. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 6.3 Rodney, S. A.; Reipurth, B. The W40 Cloud Complex. Reipurth, B. (编). Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications 5. 2008: 43 [2016-08-21]. ISBN 978-1-58381-670-7. （原始内容存档于2014-06-29）. 
  7. ^ Mallick, K. K.; et al. The W40 Region in the Gould Belt: An Embedded Cluster and H II Region at the Junction of Filaments. Astrophysical Journal. 2013, 779 (2): 113. Bibcode:2013ApJ...779..113M. S2CID 118353815. arXiv:1309.7127 可免费查阅. doi:10.1088/0004-637X/779/2/113. 
  8. ^ 8.0 8.1 Ortiz-León, G. N.; et al. The Gould's Belt Distances Survey (GOBELINS) III. The distance to the Serpens/Aquila Molecular Complex. Astrophysical Journal. 2016, 834 (2): 143. Bibcode:2017ApJ...834..143O. S2CID 10802135. arXiv:1610.03128 可免费查阅. doi:10.3847/1538-4357/834/2/143. 
  9. ^ Vallee, J. P. The warm C II region between the hot ionized region S 64 = W 40 and the cold molecular cloud G 28.74 + 3.52. Astronomy & Astrophysics. 1987, 178: 237. Bibcode:1987A&A...178..237V. 
  10. ^ 10.0 10.1 Hagenauer, Beth; Veronico, Nicholas. NASA'S SOFIA Airborne Observatory Views Star Forming Region W40 (新闻稿). Moffett Field, CA. NASA. Nov 21, 2011 [Mar 8, 2015]. （原始内容存档于2016-03-21）. 
  11. ^ Rumble, D.; et al. The JCMT Gould Belt Survey: evidence for radiative heating and contamination in the W40 complex. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2016, 460 (4): 4150–4175. Bibcode:2016MNRAS.460.4150R. arXiv:1605.04842 可免费查阅. doi:10.1093/mnras/stw1100. 
  12. ^ Shimoikura, T.; et al. Dense Clumps and Candidates for Molecular Outflows in W40. The Astrophysical Journal. 2015, 806 (2): 201. Bibcode:2015ApJ...806..201S. S2CID 118440764. arXiv:1505.02486 可免费查阅. doi:10.1088/0004-637X/806/2/201. 
  13. ^ Gutermuth, R. A.; et al. The Spitzer Gould Belt Survey of Large Nearby Interstellar Clouds: Discovery of a Dense Embedded Cluster in the Serpens-Aquila Rift. Astrophysical Journal. 2008, 673 (2): L151–L154. Bibcode:2008ApJ...673L.151G. arXiv:0712.3303 可免费查阅. doi:10.1086/528710. 
  14. ^ NAME Serpens Cluster. SIMBAD. 斯特拉斯堡天文资料中心. 
  15. ^ Straižys, V.; et al. Interstellar extinction in the area of the Serpens Cauda molecular cloud. Baltic Astronomy. 1996, 5 (1): 125–147. Bibcode:1996BaltA...5..125S. 
  16. ^ Zeilik, M. II; Lada, C. J. Near-infrared and CO observations of W40 and W48. The Astrophysical Journal. 1978, 222: 896. Bibcode:1978ApJ...222..896Z. doi:10.1086/156207. 
  17. ^ Stahler, Steven W.; Palla, Francesco. The Formation of Stars. Wiley-VCH. 2008 [2017-02-24]. ISBN 978-3-527-61868-2. （原始内容存档于2017-01-26）. 
  18. ^ Lada; et al. Embedded Clusters in Molecular Clouds. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 2003, 41: 57–115. Bibcode:2003ARA&A..41...57L. S2CID 16752089. arXiv:astro-ph/0301540 可免费查阅. doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. 
  19. ^ Pirogov; et al. The region of triggered star formation W40: Observations and model. Astronomy Reports. 2015, 59 (5): 360–365. Bibcode:2015ARep...59..360P. S2CID 118412224. arXiv:1503.08010 可免费查阅. doi:10.1134/S1063772915050078. 
  20. ^ Kuhn, M. A.; Getman, K. V.; Feigelson, E. D. The Spatial Structure of Young Stellar Clusters. II. Total Young Stellar Populations. Astrophysical Journal. 2015, 802: 60. Bibcode:2015ApJ...802...60K. arXiv:1501.05300 可免费查阅. doi:10.1088/0004-637X/802/1/60. 
  21. ^ Küpper, A. H. W.; et al. Mass segregation and fractal substructure in young massive clusters - I. The McLuster code and method calibration. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2011, 417 (3): 2300–2317. Bibcode:2011MNRAS.417.2300K. arXiv:1107.2395 可免费查阅. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19412.x. 
  22. ^ Krumholz, M. R. The Big Problems in Star Formation: the Star Formation Rate, Stellar Clustering, and the Initial Mass Function. Physics Reports. 2014, 539: 49–134. Bibcode:2014PhR...539...49K. arXiv:1402.0867 可免费查阅. doi:10.1016/j.physrep.2014.02.001. 
  23. ^ Rodríguez, L. F.; et al. A Cluster of Compact Radio Sources in W40. Astronomical Journal. 2011, 140 (4): 968–972. Bibcode:2010AJ....140..968R. arXiv:1007.4974 可免费查阅. doi:10.1088/0004-6256/140/4/968. 
  24. ^ 24.0 24.1 Maury, A. J.; et al. The formation of active protoclusters in the Aquila rift: a millimeter continuum view. Astronomy & Astrophysics. 2011, 535: 77. Bibcode:2011A&A...535A..77M. arXiv:1108.0668 可免费查阅. doi:10.1051/0004-6361/201117132. 
  25. ^ Pirogov, L. Molecular line and continuum study of the W40 cloud. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2013, 436 (4): 3186–3199. Bibcode:2013MNRAS.436.3186P. arXiv:1309.6188 可免费查阅. doi:10.1093/mnras/stt1802. 
  26. ^ Zhu, L.; et al. A Study of the Molecular Cloud S64 with Multiple Lines of CO Isotopes. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 2006, 6 (1): 61–68. Bibcode:2006ChJAA...6...61Z. doi:10.1088/1009-9271/6/1/007. 
  27. ^ Feigelson, E. D.; et al. Overview of the Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-Ray (MYStIX) Project. Astrophysical Journal Supplement. 2013, 209 (2): 26. Bibcode:2013ApJS..209...26F. arXiv:1309.4483 可免费查阅. doi:10.1088/0067-0049/209/2/26. 
  28. ^ Broos, P. S.; et al. Identifying Young Stars in Massive Star-forming Regions for the MYStIX Project. Astrophysical Journal Supplement. 2013, 209 (2): 32. Bibcode:2013ApJS..209...32B. arXiv:1309.4500 可免费查阅. doi:10.1088/0067-0049/209/2/32. 
  29. ^ Bate, M. R.; et al. The formation of a star cluster: predicting the properties of stars and brown dwarfs. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2003, 339 (3): 577–599. Bibcode:2003MNRAS.339..577B. arXiv:astro-ph/0212380 可免费查阅. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06210.x. 
  30. ^ Townsley, L. K.; et al. The Massive Star-Forming Regions Omnibus X-Ray Catalog. Astrophysical Journal Supplement. 2014, 213 (1): 1. Bibcode:2014ApJS..213....1T. arXiv:1403.2576 可免费查阅. doi:10.1088/0067-0049/213/1/1. 
  31. ^ Povich, M. S.; et al. The MYStIX Infrared-Excess Source Catalog. Astrophysical Journal Supplement. 2013, 209 (2): 31. Bibcode:2013ApJS..209...31P. arXiv:1309.4497 可免费查阅. doi:10.1088/0067-0049/209/2/31. 
  32. ^ Block, A. SH2-64. http://www.caelumobservatory.com. 2013 [September 26, 2015]. （原始内容存档于2016-03-04）.  外部链接存在于|website= (帮助)


外部链接

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