Quelle peut être la taille dune nébuleuse? Si un vaisseau spatial voyageait 300000 fois la vitesse de la lumière (en supposant que cela était possible et navait pas dautres effets, tels que le voyage dans le temps ou la dilatation du temps), il est plausible quil faudrait plusieurs heures pour parcourir une distance équivalente à la largeur moyenne dun nébuleuse?
Commentaires
- La Nébuleuse dOrion a une largeur de 24 années-lumière. 24 ans équivaut à 210 000 heures, donc ‘ se situe dans l’ordre de grandeur requis.
- Liste des la plus grande nébuleuse
- Si vous voulez éviter les paradoxes consistant à arriver à des endroits avant la lumière que vous avez vue lorsque vous êtes parti pour eux (et peut-être avant quils nexistent!), vous auriez effectivement besoin dune vitesse de lumière infinie . Si la vitesse de la lumière est finie et que vous pouvez voyager plus vite, vous ne pouvez pas éviter de tels paradoxes.
- Comment définiriez-vous une » nébuleuse « ? Il existe de nombreux objets qui pourraient ou non être considérés comme des nébuleuses, selon votre choix de définition.
- Jallais répondre » à propos de ce gros » mais a décidé que la réponse était trop nébuleuse. 🙂
Réponse
TL; DR: environ 2150 années-lumière
Voici lessentiel de ma réponse, pour simplifier:
- Les plus grandes nébuleuses sont des régions HII, des nuages de gaz ionisés par de jeunes étoiles chaudes se formant à lintérieur.
- Nous pouvons calculer le rayon dune sphère correspondant à la distance maximale à laquelle lhydrogène gazeux neutre peut être ionisé – une approximation de la taille de la région HII.
- Cette méthode peut être adaptée pour des amas détoiles, pas seulement individuellement
- Les hypothèses de base concernant les masses de nuages moléculaires et lefficacité de formation détoiles montrent que la taille maximale dune région HII devrait être denviron 2150 années-lumière. Cest deux fois la taille de la plus grande régions HII connues.
Essentiellement, oui, vous pouvez avoir des nébuleuses extrêmement grandes qui prendraient beaucoup de temps à traverser, même à des vitesses exceptionnellement élevées.
Les grandes nébuleuses sont Régions HII
Si vous regardez certains des les plus grandes nébuleuses actuellement connues , vous remarquerez peut-être que nombre d’entre elles, mesurant des centaines d’années-lumière de diamètre, sont des régions HII . Ce sont des berceaux stellaires, des nuages dhydrogène ionisés par les jeunes étoiles nouvellement formées à lintérieur. Leur évolution est régie par lémission des étoiles massives les plus chaudes qui fournissent le rayonnement ionisant, et finira par disperser les nuages entièrement. Régions HII sont de bons choix pour les grandes nébuleuses simplement parce quelles « sont extrêmement massives et peuvent contenir des dizaines détoiles.
La plupart des plus grandes nébuleuses sont des régions HII:
- La nébuleuse de la Tarentule
- La nébuleuse de Carina
- NGC 604
Les régions HII ne sont pas toujours les sites de naissance détoiles; elles peuvent se former (à des échelles plus petites) autour La boucle de Barnard est un exemple célèbre dune grande région HII que lon pense avoir formée à partir dune supernova. Cependant, les plus grandes régions HII sont en effet ces descendants de nuages moléculaires, contenant des amas de jeunes étoiles.
Sphères de Strömgren
Un modèle populaire de région HII (sphérique) est le Sphère de Strömgren . Une sphère de Strömgren est un nuage de gaz noyé dans un nuage plus grand. Le gaz externe est neutre au-delà dune distance appelée rayon de Strömgren; à lintérieur du rayon de Strömgren, la lumière dune ou plusieurs étoiles ionise lhydrogène, formant une région HII. On peut calculer le rayon de Strömgren $ R_S $ via une formule simple: $$ R_S = \ left (\ frac {3} {4 \ pi} \ frac {Q _ *} {\ alpha n ^ 2} \ right) ^ {1 / 3} $$ où $ n $ est la densité du nombre délectrons, $ \ alpha $ est appelé le coefficient de recombinaison et $ Q _ * $ est le nombre de photons émis par létoile par unité de temps. Nous pourrions voir une densité numérique de $ n \ sim10 ^ 7 \ text {m} ^ {- 3} $ à lintérieur de la nébuleuse, et à des températures de $ T \ sim10 ^ 4 \ text {K} $, $ \ alpha (T ) \ environ 2,6 \ fois10 ^ {- 19} $. Il ne reste plus quà calculer $ Q _ * $, qui peut être trouvé par la formule $$ Q _ * = \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {L _ {\ nu}} {h \ nu} d \ nu $$ où lon intègre la fonction de Planck, pondérée par la fréquence et multipliée par la surface de létoile, sur toutes les fréquences supérieures à $ \ nu_0 = 3,288 \ times10 ^ {15} \ text {Hz} $, la fréquence la plus basse qui peut encore ioniser lhydrogène. $ L _ {\ nu} $ est une fonction de la température effective de létoile $ T_ {eff} $. Si vous souhaitez utiliser à la place la masse de létoile comme paramètre, nous savons que $ T \ propto M ^ {4/7} $ fonctionne comme une approximation pour de nombreuses étoiles (et $ R \ propto M ^ {3/7} $). Jai trouvé que cela fonctionne mal sur les étoiles de faible masse ($ < 0,3 M _ {\ odot} $), mais là, il ne dévie que par un facteur de 2, selon votre choix de constante de proportionnalité.
Voici mes résultats, en traçant $ R_S $ en fonction de $ M $:
Cela indique que même des étoiles uniques et massives peuvent encore produire des régions HII jusquà 100 années-lumière de diamètre, ce qui est assez impressionnant.
Plusieurs étoiles et amas
Le modèle ci-dessus suppose quil ny a quune seule étoile au centre de la sphère. Cependant, la plupart des grandes régions HII que jai mentionnées ci-dessus avoir plusieurs étoiles, voire des amas détoiles entiers. Par conséquent, nous devons déterminer la taille de notre région HII si nous supposons quelle contient un amas détoiles massives et chaudes. Adaptation dun modèle de Hunt & Hirashita 2018 , disons que lamas est statique – aucune étoile ne naît et aucune étoile ne meurt. De plus, supposons que lamas obéit à une fonction de masse initiale $ \ phi (M) $ qui décrit le nombre détoiles qui devraient avoir des masses dans une plage donnée. Nous avons maintenant une expression plus compliquée pour $ Q $, le nombre total de photons ionisants émis: $$ Q = \ int_0 ^ {\ infty} Q _ * (M) \ phi (M) dM $$ où nous reconnaissons que $ Q_ * $ est une fonction de la masse stellaire. Ceci est toujours facilement calculable pour nimporte quel groupe détoiles $ N $, une fois que vous avez choisi votre FMI. Nous pouvons ensuite insérer ces valeurs dans notre formule pour $ R_S $. Le fait que $ R_S \ propto Q _ * ^ {1/3} $ signifie que nous avons besoin dun grand nombre détoiles massives pour atteindre des diamètres de $ \ sim1000 $ années-lumière, mais cest toujours tout à fait possible.
Résultats pour les clusters individuels
Jai appliqué le Salpeter IMF et les formules ci-dessus à un certain nombre de régions HII, la plupart contenant un grand nombre détoiles. Mes hypothèses (naïves) mont en fait donné des résultats décents ( code ici ): $$ \ begin {array} {| c | c | c | c |} \ hline \ text {Name} & \ text {Nombre détoiles} & \ text {Diamètre (années-lumière)} & 2R_S \ text {(années-lumière)} \\\ hline \ text {Nébuleuse de la Tarentule} & 500000 ^ 1 & 600 & 1257 \\\ hline \ text {Nébuleuse de Carina} & 14000 ^ 2 & 460 & 382 \\\ hline \ text {Nébuleuse de lAigle} & 8100 & 120
318 \\\ hline \ text {Rosette Nebula} & 2500 & 130 & 215 \\\ hline \ text {RCW 49} & 2200 & 350 & 206 \\\ hline \ end {array} $$ 1 Space.com
2 NASA
À lexception de la nébuleuse de lAigle, ils sont tous dans un facteur de deux de les valeurs acceptées. Il y a certaines choses que je pourrais changer qui pourraient augmenter la précision de mes modèles:
- Supposons un FMI plus précis, comme le FMI Kroupa
- Considérez que certaines de ces régions contiennent une quantité démesurée détoiles massives
- Explique lévolution stellaire; beaucoup détoiles ici ne sont pas sur la séquence principale
Néanmoins, cest un début, et je vous invite à jouer un peu avec.
Limites supérieures
Une question demeure cependant: quelle peut être la taille dune région HII? Nous avons vu que des régions de formation détoiles de dizaines ou de centaines de milliers détoiles peuvent ioniser des nuages de gaz de centaines dannées-lumière. Y a-t-il une limite supérieure au nombre détoiles produites dans une telle région, ou même à la taille de la région de formation détoiles elle-même?
Considérons la masse totale dune population stellaire avec la fonction de masse initiale de Salpeter $ \ phi (M) $: $$ \ mathcal {M} = \ int M \ phi ( M) dM = \ phi_0 \ int M \ cdot M ^ {- 2,35} dM $$ où $ \ phi_0 $ est une constante de proportionnalité (voir lannexe), et lintégrale est sur la gamme de masse de la population. Si nous pouvons placer une limite supérieure sur $ \ mathcal {M} $, nous pouvons placer une limite supérieure sur $ \ phi_0 $ (et $ N $). Les nuages moléculaires géants les plus massifs ont des masses de $ \ sim10 ^ {7 \ text {- } 8} M _ {\ odot} $, et avec une efficacité de formation détoiles de $ \ varepsilon \ sim0.1 $, nous devrions nous attendre à $ \ mathcal {M} _ {\ text {max}} \ sim10 ^ {6} M_ {\ odot} $. Cela correspond à $ \ phi_ {0, \ text {max}} \ approx1,7 \ times10 ^ 5 $. Cela savère être environ un facteur 5 supérieur à $ \ phi_0 $ pour ou r modèle de la nébuleuse de la Tarentule. Maintenant, $ R_S \ propto Q ^ {1/3} \ propto \ phi_0 ^ {1/3} $, nous devrions donc nous attendre à ce quune limite supérieure de la taille dune région HII hypothétique soit de 1257 $ \ cdot 5 ^ {1 / 3} \ approx2149 $ années-lumière.
Annexe
La formule pour $ L _ {\ nu} $ est en fait $ L _ {\ nu} = (4 \ pi R _ * ^ 2) \ cdot \ pi I _ {\ nu} $, où $ R _ * $ est le rayon de létoile et $ I _ {\ nu} $ est la fonction de Planck.Par conséquent, $ Q _ * $ est, plus, précisément, $$ Q _ * = 4 \ pi ^ 2R _ * ^ 2 \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {2h \ nu ^ 3} {c ^ 2} \ frac {1} {\ exp (h \ nu / (k_BT)) – 1} \ frac {1} {h \ nu} d \ nu $$ Le Salpeter IMF $ \ phi (M) $ est la fonction définie par $$ \ phi (M) \ Delta M = \ phi_0M ^ {- 2,35} \ Delta M $$ tel que $$ N (M_1, M_2) = \ int_ {M_1} ^ {M_2} \ phi (M) dM $ $ est le nombre total détoiles avec des masses comprises entre $ M_1 $ et $ M_2 $ dans une population donnée. $ \ phi_0 $ est une constante de normalisation telle que $ \ phi (M) $, intégrée sur toute la plage de masse, donne le nombre total correct détoiles dans lamas étudié.
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- Javais des écureuils mangeant des tomates dans mon jardin, alors jai acheté cet obusier de 155 mm pour men occuper … +1 pour info 🙂
Réponse
La nébuleuse de la Tarentule est la plus grande nébuleuse connue à 200 parsecs (650 ly ) de lautre côté.
À 300 000 fois le vitesse de la lumière, cela prendrait un peu moins de 20 heures pour traverser.
Edit:
Depuis une autre source , la taille de la nébuleuse de la Tarentule est donnée à 40 minutes darc à 179 kly distance. Je calcule que cest 2080 ly. Je suppose que cela dépend de la façon dont vous définissez les limites de la nébuleuse. Cela prendrait 60 heures pour traverser à la vitesse donnée.
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- » Je suppose que cela dépend de la façon dont vous définissez les limites de la nébuleuse. » – exactement . La Lune a une atmosphère plus dense que les nébuleuses. Avec de telles choses, les frontières sont vraiment une question de définition.
Réponse
Il est difficile de dire quelle serait sa taille puisque la définition de « nébuleuse » peut être un peu … nébuleuse? Chaque galaxie a une brume très lâche de particules autour delle et en principe ce que nous appelons une «nébuleuse» est juste une conglomération inhabituellement dense de ces particules. En tant que tel, il ny a pas de limite supérieure stricte, mais tout ce qui est suffisamment grand sera éventuellement perturbé par des étoiles proches ou dautres sources de gravité, ce qui les fera seffondrer ou se disperser; ils peuvent donc exister mais pour des périodes plus courtes.
La plus grande nébuleuse nommée est la nébuleuse de la Tarentule à environ mille années-lumière de diamètre (NGC 604 dans la galaxie du Triangulum est peut-être encore plus grand , mais il s’agit d’une collection de poussière spatiale relativement « lâche »). Si vous voyagiez à 300 000 fois la vitesse de la lumière, il faudrait 44 heures pour traverser, donc une nébuleuse même huitième large (comme limage ci-dessous de la boucle Cygnus) prendrait encore plusieurs heures; remplissant facilement vos critères.
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- La nébuleuse de la Tarentule ne fait que $ \ sim650 $ années-lumière, pas 1000 $ .
- Cela dépend de votre métrique pour largeur ‘; Jimagine quil y a ‘ une mesure normalisée de la densité de luminosité (quelque chose comme un FWHM sur un gaussien?) Mais la NASA donne effectivement le chiffre de 1000, donc je shan ‘ t le changer. Lien