Kuinka suuri sumu voisi olla? Jos avaruusalus kulki 300 000 kertaa valon nopeus (olettaen, että tämä oli mahdollista ja sillä ei ollut muita vaikutuksia, kuten aikamatkaa tai aikalaajennusta), onko uskottavaa, että matkan ylittäminen kestää useita tunteja tähtisumu?
kommentit
- Orion-sumu on 24 valovuoden päässä. 24 vuotta on 210 000 tuntia, joten se ’ s vaaditussa suuruusluokassa.
- Luettelo suurin sumu
- Jos haluat välttää paradokseja, jotka liittyvät saapumiseen paikkoihin ennen valoa, jonka näit lähtiessäsi heille (ja ehkä ennen kuin niitä oli olemassa!), tarvitset tehokkaasti loputtoman valonopeuden . Jos valon nopeus on rajallinen ja voit matkustaa sitä nopeammin, et voi välttää tällaisia paradokseja.
- Kuinka määrität ” -sumun ”? On monia esineitä, joita voidaan tai ei voida pitää sumuina määritelmävalintasi mukaan.
- Aion vastata ” tästä suuresta ” mutta päätti, että vastaus oli liian sumea. 🙂
vastaus
TL; DR: noin 2150 valovuotta
Tässä on ydin vastauksestani yksinkertaisuuden vuoksi:
- Suurimmat sumut ovat HII-alueita, niiden sisään muodostuvia nuoria kuumia tähtiä ionisoimia kaasupilviä.
- Voimme Laske pallon säde, joka vastaa suurinta etäisyyttä, jolla neutraalia vetykaasua voidaan ionisoida – HII-alueen koon välityspiste.
- Tätä menetelmää voidaan soveltaa tähtijoukkoihin, ei vain yksittäisiin niistä.
- Molekyylipilvien massaa ja tähtienmuodostustehoa koskevat perusoletukset osoittavat, että HII-alueen enimmäiskoon tulisi olla noin 2150 valovuotta. Tämä on pari kertaa suurempi kuin suurin tunnetut HII-alueet.
Pohjimmiltaan kyllä, sinulla voi olla erittäin suuria sumuja, joiden ylittäminen kestää kauan, jopa poikkeuksellisen suurilla nopeuksilla.
Suuria sumuja on HII-alueet
Jos tarkastelet joitain suurin tällä hetkellä tunnettu sumu , saatat huomata, että monet niistä, joiden halkaisija on satoja valovuosia, ovat HII-alueita . Ne ovat tähtien kehdot, niiden sisällä olevien nuorten vasta muodostuneiden tähtien ionisoimat vedyn pilvet. Niiden evoluutiota säätelee kuumimpien massiivisten tähtien emissio, joka tuottaa ionisoivan säteilyn, ja lopulta hajottaa pilvet kokonaan. HII-alueet ovat hyviä valintoja suurille sumuille yksinkertaisesti siksi, että ne ovat erittäin massiivisia ja voivat sisältää kymmeniä tähtiä.
Monet suurimmista sumuista ovat HII-alueita:
- Tarantulasumu
- Carinan sumu
- NGC 604
HII-alueet eivät aina ole tähtien syntymäkohtia; ne voivat muodostua (pienemmässä mittakaavassa) ympärille Yksittäiset tähdet. Barnardin silmukka on kuuluisa esimerkki suuresta HII-alueesta, jonka uskotaan muodostuneen supernovasta. Suurimmat HII-alueet ovat kuitenkin nämä molekyylipilvien jälkeläiset, jotka sisältävät nuorten tähtijoukkoja.
Strömgren-pallot
Suosittu (pallomaisen) HII-alueen malli on Strömgren-pallo . Strömgren-pallo on suurempaan pilveen upotettu kaasupilvi. Ulkoinen kaasu on neutraali Strömgren-säteeksi kutsutun etäisyyden ulkopuolella; Strömgren-säteen sisällä yhden tai useamman tähden valo ionisoi vetyä muodostaen HII-alueen. Voimme laskea Strömgren-säteen $ R_S $ yksinkertaisen kaavan avulla: $$ R_S = \ left (\ frac {3} {4 \ pi} \ frac {Q _ *} {\ alpha n ^ 2} \ right) ^ {1 / 3} $$, jossa $ n $ on elektroninumerotiheys, $ \ alpha $ kutsutaan rekombinaatiokertoimeksi ja $ Q _ * $ on tähden lähettämien fotonien määrä aikayksikköä kohti. Saatamme nähdä sumun sisällä lukutiheyden $ n \ sim10 ^ 7 \ text {m} ^ {- 3} $ ja lämpötiloissa $ T \ sim10 ^ 4 \ text {K} $, $ \ alpha (T ) \ noin 2,6 kertaa10 ^ {- 19} $. Ainoa jäljellä on laskea $ Q _ * $, joka löytyy kaavasta $$ Q _ * = \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {L _ {\ nu}} {h \ nu} d \ nu $$, johon integroidaan Planck-funktio, painotettuna taajuudella ja kerrottuna tähden pinta-alalla, kaikilla taajuuksilla, jotka ovat suurempia kuin $ \ nu_0 = 3,288 \ kertaa10 ^ {15} \ text {Hz} $, pienin taajuus, joka on voi silti ionisoida vetyä. $ L _ {\ nu} $ on tähden efektiivisen lämpötilan $ T_ {eff} $ funktio. Jos haluat sen sijaan käyttää tähden massaa parametrina, tiedämme, että $ T \ propto M ^ {4/7} $ toimii likiarvona monille tähdille (ja $ R \ propto M ^ {3/7} $). Olen havainnut, että se toimii huonosti pienimassaisilla ($ < 0,3M _ {\ odot} $) tähdillä, mutta siellä se poikkeaa vain kertoimella 2 riippuen valitsemasi suhteellisuusvakio.
Tässä ovat hakutulokseni, jotka piirtävät $ R_S $: n $ M $: n funktiona:
Tämä osoittaa, että jopa yksittäiset, massiiviset tähdet voivat silti tuottaa HII-alueita, joiden halkaisija on jopa 100 valovuotta. on melko vaikuttava.
Useita tähtiä ja klustereita
Yllä olevassa mallissa oletetaan, että pallon keskellä on vain yksi tähti. Suurin osa yllä mainituista suurista HII-alueista on useita tähtiä – tai jopa kokonaisia tähtijoukkoja. Siksi meidän on selvitettävä, kuinka suuri HII-alueemme voi olla, jos oletamme, että se sisältää joukon kuumia, massiivisia tähtiä. Sisältää mallin Hunt & Hirashita 2018 , sanotaan, että klusteri on staattinen – tähtiä ei synny eikä tähtiä ole kuolemassa. Oletetaan lisäksi, että klusteri noudattaa jotakin alkumassatoimintoa $ \ phi (M) $, joka kuvaa kuinka monella tähdellä odotetaan olevan massoja tietyllä alueella. Meillä on nyt monimutkaisempi lauseke $ Q $: lle, emittoituvien ionisoivien fotonien kokonaismäärä: $$ Q = \ int_0 ^ {\ infty} Q _ * (M) \ phi (M) dM $$, jossa tunnustetaan, että $ Q_ * $ on tähtimassan funktio. Tämä on edelleen helposti laskettavissa kaikille $ N $ -tähtijoukoille, kun valitset IMF: n. Voimme sitten liittää nämä arvot kaavaan $ R_S $. Se, että $ R_S \ propto Q _ * ^ {1/3} $ tarkoittaa, että tarvitsemme suuren määrän massiivisia tähtiä saavuttaaksemme $ \ sim1000 $ valovuoden halkaisijan, mutta se on silti täysin mahdollista.
Yksittäisten klustereiden tulokset
Sovellin Salpeter IMF: ää ja yllä olevia kaavoja useisiin HII-alueisiin, jotka sisältävät eniten tähtiä. (Naiiviset) oletukseni antoivat minulle todella kunnollisia tuloksia ( koodi täällä ): $$ \ begin {array} {| c | c | c | c |} \ hline \ text {Name} & \ text {Tähtien lukumäärä} & \ text {Halkaisija (valovuodet)} & 2R_S \ text {(valovuodet)} \\\ hline \ text {Tarantulasumu} & 500000 ^ 1 & 600 & 1257 \\\ hline \ text {Carinan sumu} & 14000 ^ 2 & 460 & 382 \\\ hline \ text {Kotkan sumu} & 8100 & 120
318 \\\ hline \ text {Ruusuke-sumu} & 2500 & 130 & 215 \\\ hline \ text {RCW 49} & 2200 & 350 & 206 \\\ hline \ end {array} $$ 1 Space.com
2 NASA
Lukuun ottamatta Kotkan sumua, nämä kaikki ovat kahden kertoimella. hyväksytyt arvot. Joitakin asioita, joita voisin muuttaa, voivat lisätä mallini tarkkuutta:
- Oletetaan tarkempi IMF, kuten Kroupa IMF
- Harkitse, että jotkut näistä alueista sisältävät kohtuuton määrä massiivisia tähtiä
- Tähtien kehitys; monet täällä olevista tähdistä eivät ole pääjärjestyksessä.
Siitä huolimatta tämä on alku, ja kutsun sinut pelaamaan sitä vähän.
Ylärajat
Yksi kysymys on kuitenkin jäljellä: Kuinka suuri HII-alue voi olla? Olemme nähneet, että kymmeniä tai satojatuhansia tähtiä muodostavat tähtien muodostavat alueet voivat ionisoida kaasupilviä satoja valovuosia poikki. Onko tällaisella alueella tuotettujen tähtien määrälle yläraja vai jopa itse tähtien muodostava alue?
Tarkastellaan tähtijoukon kokonaismassaa Salpeterin alkumassatoiminnolla $ \ phi (M) $: $$ \ mathcal {M} = \ int M \ phi ( M) dM = \ phi_0 \ int M \ cdot M ^ {- 2.35} dM $$, jossa $ \ phi_0 $ on suhteellisuusvakio (katso liite), ja integraali on populaation massa-alueella. Jos voimme aseta yläraja $ \ mathcal {M} $: lle, voimme asettaa ylärajan $ \ phi_0 $: lle (ja $ N $: lle). Massiivisimpien jättimolekyylipilvien massat ovat $ \ sim10 ^ {7 \ text {- } 8} M _ {\ odot} $, ja tähtienmuodostustehokkuuden ollessa $ \ varepsilon \ sim0.1 $, odotamme $ \ mathcal {M} _ {\ text {max}} \ sim10 ^ {6} M_ {\ odot} $. Tämä vastaa arvoa $ \ phi_ {0, \ text {max}} \ noin1,7 \ kertaa10 ^ 5 $. Tämä osoittautuu karkeasti kertoimeksi 5, joka on suurempi kuin $ \ phi_0 $ ou r Tarantulasumun malli. Nyt $ R_S \ propto Q ^ {1/3} \ propto \ phi_0 ^ {1/3} $, joten meidän pitäisi odottaa hypoteettisen HII-alueen koon ylärajaksi $ 1257 \ cdot 5 ^ {1 / 3} \ noin2149 $ valovuotta.
Liite
$ L _ {\ nu} $ -kaava on itse asiassa $ L _ {\ nu} = (4 \ pi R _ * ^ 2) \ cdot \ pi I _ {\ nu} $, jossa $ R _ * $ on tähden säde ja $ I _ {\ nu} $ on Planck-funktio.Siksi $ Q _ * $ on tarkemmin sanottuna $$ Q _ * = 4 \ pi ^ 2R _ * ^ 2 \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {2h \ nu ^ 3} {c ^ 2} \ frac {1} {\ exp (h \ nu / (k_BT)) – 1} \ frac {1} {h \ nu} d \ nu $$ Salpeter IMF $ \ phi (M) $ on funktio, jonka $$ \ phi (M) \ Delta M = \ phi_0M ^ {- 2.35} \ Delta M $$ siten, että $$ N (M_1, M_2) = \ int_ {M_1} ^ {M_2} \ phi (M) dM $ $ on tähtien kokonaismäärä, joiden massa on välillä $ M_1 $ – $ M_2 $ tietyssä populaatiossa. $ \ phi_0 $ on normalisointivakio siten, että koko massa-alueelle integroituna $ \ phi (M) $ antaa oikean tähtien kokonaismäärän tutkittavassa klusterissa.
Kommentit
- Minulla oli oravia, jotka söivät tomaatteja puutarhastani, joten ostin tämän 155 mm: n haupitsen hoitamaan heitä … + 1: n tiedot 🙂
vastaus
Tarantulasumu on suurin tunnettu sumu 200 parekissa (650 ly ) poikki.
300 000 kertaa valon nopeudella, tämän ylittäminen kestää vain alle 20 tuntia.
Muokkaa:
toisesta lähteestä Tarantulasumun koko annetaan 40 kaariminuutilla nopeudella 179 kt Etäisyys. Lasken sen olevan 2080 ly: n poikki. Oletan, että se riippuu siitä, kuinka määrität nebulan rajat. Tämä ylittää tietyllä nopeudella 60 tuntia.
Kommentit
- ” Oletan, että se riippuu siitä, kuinka määrität sumun rajat. ” – tarkalleen . Kuun ilmakehä on tiheämpi kuin sumut. Tällaisilla rajoilla on paljon määritelmän asia.
Vastaa
On vaikea sanoa, kuinka suuri se ajateltavasti voisi olla, koska ”nebulan” määritelmä voi olla hieman … sumea? Jokaisen galaksin ympärillä on hyvin löysä hiukkassumu ja periaatteessa se, mitä me kutsumme ”sumuiksi”, on vain näiden partikkeleiden epätavallisen tiheä kokoonpano. Sellaisena ei ole tiukkaa ylärajaa, mutta lähellä olevat tähdet tai muut painovoimalähteet saattavat lopulta häiritä mitä tahansa riittävän suurta, mikä saa ne joko romahtamaan tai leviämään; joten ne voivat olla olemassa, mutta lyhyemmiksi ajaksi.
Suurin nimetty sumu on Tarantulan sumu noin tuhannen valovuoden yli (NGC 604 Triangulum-galaksissa saattaa olla vielä suurempi , mutta tämä on suhteellisen ”löysä” kokoelma avaruuspölyä.) Jos matkustat 300 000 -kertaisella valonopeudella, kulkeminen kestää 44 tuntia, joten sumu jopa kahdeksasosa leveä (kuten alla oleva kuva Cygnus Loopista) vie vielä useita tunteja; täyttämällä kriteerit helposti.
Kommentit
- Tarantulasumu on vain $ \ sim650 $ valovuotta, ei 1000 $ .
- Se riippuu siitä, mikä mittari on leveys ’; Kuvittelin, että ’ on jokin standardoitu mitta kirkkauden tiheydestä (jotain FWHM: ää Gaussissa?), Mutta NASA antaa todellakin 1000luvun, joten minä shan ’ t muuta sitä. Linkki