Jak velká může být mlhovina? Pokud by kosmická loď cestovala 300 000krát rychleji než světlo (za předpokladu, že to bylo možné a nemělo to žádné jiné účinky, jako je cestování v čase nebo dilatace času), je pravděpodobné, že by trvalo několik hodin, než by prošla vzdálenost ekvivalentní průměrné šířce mlhovina?
Komentáře
- Mlhovina Orion má průměr 24 světelných let. 24 let je 210 000 hodin, takže ‚ s v požadovaném rozsahu.
- Seznam největší mlhovina
- Pokud se chcete vyhnout paradoxům spočívajícím v příchodu na místa před světlem, které jste viděli, když jste pro ně odcházeli (a možná ještě předtím, než vůbec existovaly!), skutečně byste potřebovali nekonečnou rychlost světla . Pokud je rychlost světla konečná a můžete cestovat rychleji než ona, pak se těmto paradoxům nevyhnete.
- Jak byste definovali “ mlhovinu „? Existuje mnoho objektů, které mohou nebo nemusí být považovány za mlhoviny, v závislosti na vaší volbě definice.
- Chystal jsem se odpovědět “ o tomto velkém “ ale rozhodl se, že odpověď je příliš mlhavá. 🙂
Odpověď
TL; DR: Asi 2150 světelných let
Tady je podstata mé odpovědi pro jednoduchost:
- Největšími mlhovinami jsou oblasti HII, mračna plynu ionizovaná mladými horkými hvězdami, které se v nich tvoří.
- Můžeme vypočítat poloměr koule odpovídající maximální vzdálenosti, ve které může být neutrální plynný vodík ionizován – proxy pro velikost oblasti HII.
- Tuto metodu lze přizpůsobit pro shluky hvězd, nejen jednotlivé ty.
- Základní předpoklady o hmotnostech molekulárních mraků a účinnosti tvorby hvězd ukazují, že maximální velikost oblasti HII by měla být přibližně 2150 světelných let. To je několikanásobek velikosti největšího známé oblasti HII.
V zásadě ano, můžete mít extrémně velké mlhoviny, které by bylo možné překonat dlouho, a to i při výjimečně vysokých rychlostech.
Velké mlhoviny jsou Oblasti HII
Pokud se podíváte na některé z největší mlhoviny, které jsou v současné době známy , můžete si všimnout, že mnoho z nich, které měří v průměru stovky světelných let, jsou oblasti HII . Jsou to hvězdné kolébky, oblaky vodíku ionizované mladými nově vytvořenými hvězdami uvnitř nich. Jejich vývoj je řízen emisemi z nejžhavějších hmotných hvězd, které poskytují ionizující záření, a nakonec mraky úplně rozptýlí. Oblasti HII jsou dobrou volbou pro velké mlhoviny jednoduše proto, že jsou extrémně hmotné a mohou obsahovat desítky hvězd.
Mnoho z největších mlhovin jsou oblasti HII:
- Mlhovina Tarantula
- Mlhovina Carina
- NGC 604
Oblasti HII nejsou vždy místem zrodu hvězdy; mohou se formovat (v menších měřítcích) kolem jednotlivé hvězdy. Barnardova smyčka je slavným příkladem velké oblasti HII, o které se předpokládá, že se vytvořila ze supernovy. Avšak největšími oblastmi HII jsou skutečně tito potomci molekulárních mraků, které obsahují shluky mladých hvězd.
Strömgrenovy koule
Populárním modelem (sférické) oblasti HII je Strömgrenova sféra . Strömgrenova koule je oblak plynu uložený ve větším oblaku. Vnější plyn je neutrální na vzdálenost zvanou Strömgrenův poloměr; uvnitř poloměru Strömgrenu světlo jedné nebo více hvězd ionizuje vodík a vytváří oblast HII. Můžeme vypočítat Strömgrenův poloměr $ R_S $ pomocí jednoduchého vzorce: $$ R_S = \ left (\ frac {3} {4 \ pi} \ frac {Q _ *} {\ alpha n ^ 2} \ right) ^ {1 / 3} $$, kde $ n $ je hustota elektronů, $ \ alpha $ se nazývá koeficient rekombinace a $ Q _ * $ je počet fotonů emitovaných hvězdou za jednotku času. Mohli bychom vidět hustotu čísel $ n \ sim10 ^ 7 \ text {m} ^ {- 3} $ uvnitř mlhoviny a při teplotách $ T \ sim10 ^ 4 \ text {K} $, $ \ alpha (T ) \ přibližně 2,6 \ krát10 ^ {- 19} $. Zbývá jen vypočítat $ Q _ * $, které lze najít podle vzorce $$ Q _ * = \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {L _ {\ nu}} {h \ nu} d \ nu $$, kde integrujeme Planckovu funkci, váženou frekvencí a vynásobenou povrchem hvězdy, přes všechny frekvence větší než $ \ nu_0 = 3,288 \ times10 ^ {15} \ text {Hz} $, nejnižší frekvence, kterou může stále ionizovat vodík. $ L _ {\ nu} $ je funkce efektivní teploty hvězdy $ T_ {eff} $. Chcete-li místo toho použít jako parametr hmotnost hvězdy, víme, že $ T \ propto M ^ {4/7} $ funguje jako aproximace pro mnoho hvězd (a $ R \ propto M ^ {3/7} $). Zjistil jsem, že to špatně funguje na hvězdách s nízkou hmotností ($ < 0,3 M _ {\ odot} $), ale tam se to odchyluje pouze o faktor 2, v závislosti na vaše volba konstanty proporcionality.
Zde jsou moje výsledky, vykreslení $ R_S $ jako funkce $ M $:
To naznačuje, že i jednotlivé hmotné hvězdy mohou stále produkovat oblasti HII o průměru až 100 světelných let, které je docela působivý.
Více hvězd a hvězdokup
Výše uvedený model předpokládá, že ve středu koule je pouze jedna hvězda. Většina velkých oblastí HII, které jsem zmínil výše, však mít více hvězd – nebo dokonce celé hvězdokupy. Proto musíme zjistit, jak velká může být naše oblast HII, pokud předpokládáme, že obsahuje hvězdokupu hmotných hvězd uvnitř. Přizpůsobení modelu Hunt & Hirashita 2018 , řekněme, že shluk je statický – žádné hvězdy se nenarodí a žádné hvězdy neumírají. Dále předpokládejme, že se klastr řídí nějakou funkcí počáteční hmotnosti $ \ phi (M) $, která popisuje, kolik hvězd má mít v daném rozsahu hmotnosti. Nyní máme složitější výraz pro $ Q $, celkový počet emitovaných ionizujících fotonů: $$ Q = \ int_0 ^ {\ infty} Q _ * (M) \ phi (M) dM $$, kde uznáváme, že $ Q_ * $ je funkcí hvězdné hmoty. Toto je stále snadno vypočítatelné pro jakýkoli shluk hvězd $ N $, jakmile si vyberete MMF. Poté můžeme tyto hodnoty připojit do našeho vzorce pro $ R_S $. Skutečnost, že $ R_S \ propto Q _ * ^ {1/3} $ znamená, že potřebujeme velké množství hmotných hvězd, abychom dosáhli průměrů $ \ sim1000 $ světelných let, ale stále je to docela možné.
Výsledky pro jednotlivé shluky
Aplikoval jsem Salpeterův IMF a výše uvedené vzorce na řadu oblastí HII, z nichž většina obsahovala velké množství hvězd. Moje (naivní) předpoklady mi ve skutečnosti přinesly slušné výsledky ( kód zde ): $$ \ begin {array} {| c | c | c | c |} \ hline \ text {Name} & \ text {počet hvězdiček} & \ text {průměr (světelné roky)} & 2R_S \ text {(světelné roky)} \\\ hline \ text {Mlhovina Tarantule} & 500000 ^ 1 & 600 & 1257 \\\ hline \ text {mlhovina Carina} & 14000 ^ 2 & 460 & 382 \\\ hline \ text {Orlí mlhovina} & 8100 & 120
318 \\\ hline \ text {Rosette Nebula} & 2500 & 130 & 215 \\\ hline \ text {RCW 49} & 2200 & 350 & 206 \\\ hline \ end {array} $$ 1 Space.com
2 NASA
S výjimkou Orlí mlhoviny se jedná o dva faktory od přijaté hodnoty. Existuje několik věcí, které bych mohl změnit a které by mohly zvýšit přesnost mých modelů:
- Předpokládejme přesnější MMF, jako je MMF Kroupa
- Zvažte, že některé z těchto regionů obsahují nadměrné množství hmotných hvězd
- představuje hvězdný vývoj; mnoho hvězd zde není v hlavní sekvenci.
Toto je však začátek a já vás vyzývám, abyste si s tím trochu pohráli.
Horní hranice
Jedna otázka však stále zůstává: Jak velká může být oblast HII? Viděli jsme, že hvězdotvorné oblasti o desítkách nebo stovkách tisíc hvězd mohou ionizovat mraky plynu napříč stovkami světelných let. Existuje horní hranice počtu hvězd vyprodukovaných v takové oblasti, nebo dokonce velikost samotná oblast tvorby hvězd?
Zvažte celkovou hmotnost hvězdné populace s funkcí Salpeterovy počáteční hmoty $ \ phi (M) $: $$ \ mathcal {M} = \ int M \ phi ( M) dM = \ phi_0 \ int M \ cdot M ^ {- 2,35} dM $$, kde $ \ phi_0 $ je konstanta proporcionality (viz dodatek), a integrál je v masovém rozmezí populace. Pokud můžeme umístit horní limit na $ \ mathcal {M} $, můžeme umístit horní limit na $ \ phi_0 $ (a $ N $). Nejhmotnější obří molekulární mraky mají hmotnosti $ \ sim10 ^ {7 \ text {- } 8} M _ {\ odot} $ a s účinností tvorby hvězd $ \ varepsilon \ sim0.1 $, měli bychom očekávat $ \ mathcal {M} _ {\ text {max}} \ sim10 ^ {6} M_ {\ odot} $. To odpovídá $ \ phi_ {0, \ text {max}} \ přibližně 1,7 \ krát10 ^ 5 $. Ukázalo se, že to je zhruba o 5 faktor vyšší než $ \ phi_0 $ pro ou r model mlhoviny Tarantula. Nyní $ R_S \ propto Q ^ {1/3} \ propto \ phi_0 ^ {1/3} $, takže bychom měli očekávat, že horní limit velikosti hypotetické oblasti HII bude $ 1257 \ cdot 5 ^ {1 / 3} \ přibližně 2149 $ světelných let.
Dodatek
Vzorec pro $ L _ {\ nu} $ je ve skutečnosti $ L _ {\ nu} = (4 \ pi R _ * ^ 2) \ cdot \ pi I _ {\ nu} $, kde $ R _ * $ je poloměr hvězdy a $ I _ {\ nu} $ je Planckova funkce.$ Q _ * $ je tedy přesněji $$ Q _ * = 4 \ pi ^ 2R _ * ^ 2 \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {2h \ nu ^ 3} {c ^ 2} \ frac {1} {\ exp (h \ nu / (k_BT)) – 1} \ frac {1} {h \ nu} d \ nu $$ Salpeter IMF $ \ phi (M) $ je funkce definovaná $$ \ phi (M) \ Delta M = \ phi_0M ^ {- 2,35} \ Delta M $$ takové, že $$ N (M_1, M_2) = \ int_ {M_1} ^ {M_2} \ phi (M) dM $ $ je celkový počet hvězd s hmotností mezi $ M_1 $ a $ M_2 $ v dané populaci. $ \ phi_0 $ je normalizační konstanta, takže $ \ phi (M) $ integrované do celého hmotnostního rozsahu poskytuje správný celkový počet hvězd ve studované hvězdokupě.
Komentáře
- Měl jsem veverky, které jedly rajčata ze své zahrady, a tak jsem koupil tuto 155mm houfnici, abych se s nimi vypořádal … +1 pro informace 🙂
Odpověď
Mlhovina Tarantula je největší známá mlhovina s rychlostí 200 parseků (650 ly ) přes.
300 000krát rychlost světla, trvalo by to necelých 20 hodin.
Upravit:
Z jiného zdroje je velikost mlhoviny Tarantula dána rychlostí 40 úhlových minut při rychlosti 179 kly vzdálenost. Vypočítám to tak, že bude 2080 metrů napříč. Předpokládám, že to záleží na tom, jak definujete hranice mlhoviny. Překročení dané rychlosti by trvalo 60 hodin.
Komentáře
- “ Předpokládám, že to závisí na tom, jak definujete hranice mlhoviny. “ – přesně . Měsíc má hustší atmosféru než mlhoviny. S takovými věcmi jsou hranice do značné míry věcí definice.
Odpověď
Největší pojmenovaná mlhovina je mlhovina Tarantula o průměru asi tisíc světelných let (NGC 604 v galaxii Triangulum může být ještě větší , ale toto je poměrně „uvolněná“ sbírka vesmírného prachu). Pokud byste cestovali rychlostí 300 000krát vyšší než světlo, trvalo by to přejet 44 hodin, takže mlhovina dokonce osmina jako široký (například obrázek níže Cygnus Loop) by stále trval několik hodin; snadné splnění vašich kritérií.
Komentáře
- Mlhovina Tarantula má pouze $ \ sim650 $ světelných let, ne 1000 $ .
- Záleží na tom, jaká je vaše metrika pro width ‚; Představuji si ‚ nějakou standardizovanou míru hustoty svítivosti (něco jako FWHM na Gaussian?), Ale NASA opravdu dává údaj 1000ly, takže shan ‚ nemění to. Odkaz