Mekkora lehet egy köd? Ha egy űrhajó a fénysebesség 300 000-szerese volt (feltételezve, hogy ez lehetséges, és nincs más hatása, mint például az időutazás vagy az idő tágulása), akkor hihető, hogy több órára lenne szükség ahhoz, hogy megtegyük a távolságot, ködfolt?
Megjegyzések
- Az Orion-köd 24 fényévnyire van. A 24 év 210 000 óra, tehát ‘ az előírt nagyságrend szerint.
- legnagyobb köd
- Ha el akarja kerülni azokat a paradoxonokat, amelyek magukba foglalnak olyan helyeket, amelyek a fény elõtt érkeznek, amelyet akkor láttunk, amikor elindultunk érte (és talán még azelőtt, hogy léteztek volna!), akkor végtelen fénysebességre lenne szüksége. . Ha a fénysebesség véges és ennél gyorsabban tud utazni, akkor nem kerülheti el az ilyen paradoxonokat.
- Hogyan definiálna egy ” ködöt “? Sok olyan objektum létezik, amelyet ködnek tekintenek, vagy sem, attól függően, hogy milyen definíciót választasz.
- Válaszolni akartam ” erről a nagy “, de úgy döntött, hogy a válasz túl ködös. 🙂
Válasz
TL; DR: Körülbelül 2150 fényév
Válaszom lényege az egyszerűség kedvéért:
- A legnagyobb ködök a HII régiók, a bennük kialakuló, forró fiatal csillagok által ionizált gázfelhők.
- Megtehetjük számítsa ki a gömb sugarát, amely megfelel annak a maximális távolságnak, amelynél a semleges hidrogéngázt ionizálni lehet – a HII régió méretének proxyja.
- Ez a módszer nem csak egyedi csillaghalmazokhoz alkalmazható.
- A molekuláris felhők tömegével és a csillagképződés hatékonyságával kapcsolatos alapvető feltételezések azt mutatják, hogy a HII régió maximális mérete körülbelül 2150 fényév lehet. Ez párszor akkora, mint a legnagyobb ismert HII régiók.
Lényegében igen, rendkívül nagy ködök lehetnek, amelyeknek átkelése hosszú időbe telik, még kivételesen nagy sebességnél is.
Nagy ködök vannak HII régiók
Ha megnézi a a jelenleg ismert legnagyobb ködök , észreveheti, hogy közülük sok, több száz fényév átmérőjű, HII régió . Csillagok bölcsői, hidrogénfelhők, amelyeket a bennük lévő, újonnan kialakult fiatal csillagok ionizálnak. Fejlődésüket a legforróbb hatalmas csillagok kibocsátása szabályozza, amelyek az ionizáló sugárzást biztosítják, és végül teljesen eloszlatják a felhőket. HII régiók jó választás a nagy ködök számára pusztán azért, mert rendkívül masszívak, és több tucat csillagot tartalmazhatnak.
A legnagyobb ködök közül sok HII régió:
- A Tarantula köd
- A Carina-köd
- NGC 604
A HII régiók nem mindig a csillag születésének helyei; kialakulhatnak (kisebb léptékben) körül Egyetlen csillag. Barnard hurokja egy nagy HII régió híres példája, amelyről azt gondolják, hogy szupernóvából alakult ki. A legnagyobb HII régiók azonban valóban ezek a molekuláris felhők leszármazottai, amelyek fiatal csillagok halmazait tartalmazzák.
Strömgren gömbök
A (gömb alakú) HII régió népszerű modellje a Strömgren gömb . A strömgreni gömb egy nagyobb felhőbe ágyazott gázfelhő. A külső gáz Strömgren sugárnak nevezett távolságon túl semleges; a Strömgren sugár belsejében egy vagy több csillag fénye ionizálja a hidrogént, HII régiót alkotva. A Strömgren $ R_S $ sugarát egyszerű képlettel számíthatjuk ki: $$ R_S = \ left (\ frac {3} {4 \ pi} \ frac {Q _ *} {\ alpha n ^ 2} \ right) ^ {1 / 3} $$ ahol $ n $ az elektronszám-sűrűség, a $ \ alpha $ -t rekombinációs együtthatónak nevezik, és $ Q _ * $ a csillag által egységnyi idő alatt kibocsátott fotonok számát. A köd belsejében láthatunk $ n \ sim10 ^ 7 \ text {m} ^ {- 3} $ számsűrűséget, és $ T hőmérsékleten \ sim10 ^ 4 \ text {K} $, $ \ alpha (T ) \ kb2,6 \ szor10 ^ {- 19} $. Csak a $ Q _ * $ kiszámítása marad, amelyet a $$ Q _ * = \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {L _ {\ nu}} {h \ nu} d \ képlettel találhatunk meg. nu $$, ahol integráljuk a Planck függvényt, frekvenciával súlyozva, és megszorozva a csillag felületével, minden olyan frekvencián, amely nagyobb, mint $ \ nu_0 = 3,288 \ szor10 ^ {15} \ text {Hz} $, ez a legalacsonyabb frekvencia még mindig képes ionizálni a hidrogént. $ L _ {\ nu} $ a csillag tényleges hőmérsékletének $ T_ {eff} $ függvénye. Ha ehelyett a csillag tömegét akarja paraméterként használni, akkor tudjuk, hogy az a $ T \ propto M ^ {4/7} $ sok csillag közelítéseként működik (és $ R \ propto M ^ {3/7} $). Megállapítottam, hogy gyengén működik alacsony tömegű ($ < 0,3M _ {\ odot} $) csillagokon, de ott csak 2-szeres mértékben tér el, attól függően, hogy az arányosság állandójának választása.
Itt vannak az eredményeim: $ R_S $ megjelenítése $ M $ függvényében:
Ez azt jelzi, hogy akár egyetlen, hatalmas csillag is képes HII-régiókat létrehozni akár 100 fényév átmérővel, ami nagyon lenyűgöző.
Több csillag és fürt
A fenti modell feltételezi, hogy csak egy csillag van a gömb közepén. Azonban a fent említett nagy HII régiók többsége több csillaggal – vagy akár teljes csillaghalmazgal rendelkezik. Ezért meg kell találnunk, hogy mekkora lehet HII régiónk, ha feltételezzük, hogy forró, hatalmas csillagok halmaza van benne. Hunt & Hirashita 2018 mondjuk, hogy a klaszter statikus – nem születnek csillagok és nem halnak meg csillagok. Tegyük fel továbbá, hogy a fürt engedelmeskedik valamilyen kezdeti tömegfüggvénynek $ \ phi (M) $, amely leírja, hogy egy adott tartományban várhatóan hány csillagnak lesz tömege. Most egy bonyolultabb kifejezésünk van a $ Q $ -ra, a kibocsátott ionizáló fotonok teljes számára: $$ Q = \ int_0 ^ {\ infty} Q _ * (M) \ phi (M) dM $$, ahol elismerjük, hogy $ Q_ * $ a csillag tömegének függvénye. Ez még mindig könnyen kiszámítható minden $ N $ csillagcsoportra, ha kiválasztja az IMF-et. Ezután bedughatjuk ezeket az értékeket a $ R_S $ képletünkbe. Az a tény, hogy a $ R_S \ propto Q _ * ^ {1/3} $ azt jelenti, hogy nagyszámú hatalmas csillagra van szükségünk a $ \ sim1000 $ fényév átmérőjének eléréséhez, de ez még mindig lehetséges.
Eredmények az egyes klaszterekhez
A Salpeter IMF-et és a fenti képleteket számos HII régióra alkalmaztam, amelyek többnyire nagy számú csillagot tartalmaznak. (Naiv) feltételezéseim valójában tisztességes eredményeket adtak nekem ( kód itt ): $$ \ begin {tömb} {| c | c | c | c |} \ hline \ text {Name} & \ text {Csillagok száma} & \ text {Átmérő (fényév)} & 2R_S \ text {(fényévek)} \\\ hline \ text {Tarantula-köd} & 500000 ^ 1 & 600 & 1257 \\\ hline \ text {Carina-köd} & 14000 ^ 2 & 460 & 382 \\\ hline \ text {Sas-köd} & 8100 & 120
318 \\\ hline \ text {Rozetta köd} & 2500 & 130 & 215 \\\ hline \ text {RCW 49} & 2200 & 350 & 206 \\\ hline \ end {tömb} $$ 1 Space.com
2 NASA
A Sas-köd kivételével ezek mind két tényezőn belül vannak az elfogadott értékeket. Van néhány dolog, amin változtathatnék, ami növelheti modelljeim pontosságát:
- Tegyünk fel egy pontosabb IMF-et, mint például a Kroupa IMF
- Fontolja meg, hogy e régiók egy része tartalmaz rendkívül sok hatalmas csillag
- A csillag evolúciójának figyelembe vétele; az itt szereplő csillagok közül sok nem szerepel a fő sorrendben
Ennek ellenére ez egy kezdet, és meghívom Önt, hogy játsszon el vele egy kicsit.
Felső határok
Egy kérdés azonban továbbra is fennáll: Mekkora lehet egy HII régió? Láttuk, hogy a csillagok tíz- vagy százezer csillag-alkotó területei több száz fényév alatt ionizálhatják a gázfelhőket. Van-e felső határa az ilyen régióban keletkező csillagok számának, vagy akár a maga a csillagképző régió?
Vegye figyelembe a csillagpopuláció teljes tömegét a Salpeter kezdeti tömegfüggvényével a $ \ phi (M) $: $$ \ mathcal {M} = \ int M \ phi ( M) dM = \ phi_0 \ int M \ cdot M ^ {- 2.35} dM $$ ahol $ \ phi_0 $ egy arányossági állandó (lásd a függeléket), és az integrál a populáció tömegtartományán van. helyezzen felső határt a $ \ mathcal {M} $ értékre, felső határt szabhatunk a $ \ phi_0 $ (és $ N $) értékre. A legnagyobb tömegű óriási molekuláris felhők tömegei $ \ sim10 ^ {7 \ text {- } 8} M _ {\ odot} $, és a csillagképződés hatékonysága $ \ varepsilon \ sim0.1 $, $ \ mathcal {M} _ {\ text {max}} \ sim10 ^ {6} M_ {\ odot} $. Ez megfelel a $ \ phi_ {0, \ text {max}} \ kb1,7 \ szor10 ^ 5 $ értéknek. Ez nagyjából 5-ös tényezőnek bizonyul nagyobb, mint ou $ \ phi_0 $ r Tarantula-köd modellje. Most $ R_S \ propto Q ^ {1/3} \ propto \ phi_0 ^ {1/3} $, tehát egy hipotetikus HII régió méretének felső határára 1257 USD \ cdot 5 ^ {1 / 3} \ kb2149 $ fényév.
Függelék
A $ L _ {\ nu} $ képlete valójában $ L _ {\ nu} = (4 \ pi R _ * ^ 2) \ cdot \ pi I _ {\ nu} $, ahol $ R _ * $ a csillag sugara, $ I _ {\ nu} $ pedig a Planck függvény.Ezért a $ Q _ * $ pontosabban $$ Q _ * = 4 \ pi ^ 2R _ * ^ 2 \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {2h \ nu ^ 3} {c ^ 2} \ frac {1} {\ exp (h \ nu / (k_BT)) – 1} \ frac {1} {h \ nu} d \ nu $$ A Salpeter IMF $ \ phi (M) $ az a függvény, amelyet $$ \ phi (M) \ Delta M = \ phi_0M ^ {- 2.35} \ Delta M $$ oly módon, hogy $$ N (M_1, M_2) = \ int_ {M_1} ^ {M_2} \ phi (M) dM $ $ a csillagok teljes száma, amelyek tömege $ M_1 $ és $ M_2 $ között van egy adott populációban. A $ \ phi_0 $ olyan normalizálási állandó, hogy a $ \ phi (M) $ a teljes tömegtartományba integrálva adja meg a vizsgált klaszterben a csillagok teljes számát.
Megjegyzések
- Voltak mókusaim, akik paradicsomot ettek a kertemből, ezért vettem ezt a 155 mm-es mohajt, hogy foglalkozzak velük … +1 az információért 🙂
Válasz
A Tarantula köd a legnagyobb ismert köd 200 parszeknál (650 l) ) át.
300 000-szerese fénysebesség, ennek áthaladása alig 20 órát vesz igénybe.
Szerkesztés:
másik forrásból a Tarantula-köd mérete 40 ívperccel, 179 km / h távolság. Kiszámolom, hogy 2080 ly legyen keresztben. Feltételezem, hogy attól függ, hogyan határozza meg a köd határait. Ennek az adott sebességgel való átlépése 60 órát vesz igénybe.
Megjegyzések
- ” Feltételezem, hogy attól függ, hogyan határozza meg a köd határait. ” – pontosan . A Hold légköre sűrűbb, mint a ködöké. Ilyen esetekben a határok nagyon sok meghatározást jelentenek.
Válasz
Nehéz megmondani, mekkora lehet elképzelhető, mivel a “köd” meghatározása kissé ködös lehet? Minden galaxis körül nagyon laza részecskék köd van körülötte, és elvileg az, amit “ködnek” nevezünk, csak e részecskék szokatlanul sűrű konglomerációja. Mint ilyen, nincs szigorú felső határ, de bármi elég nagy, a közeli csillagok vagy más gravitációs források végül megzavarják, ami miatt összeomlanak vagy szétszóródnak; ezért létezhetnek, de rövidebb ideig.
A legnagyobb megnevezett köd a Tarantula-köd körülbelül ezer fényév alatt (NGC 604 a Triangulum galaxisban még nagyobb lehet , de ez egy viszonylag “laza” űrporgyűjtemény.) Ha 300 000-szeres fénysebességgel utazott, 44 órát kellett volna átkelnie, tehát egy köd akár nyolcadszor is széles (például a Cygnus Loop alatti kép) még mindig több órát vesz igénybe; könnyen teljesítheti a kritériumokat.
Megjegyzések
- A Tarantula-köd csak $ \ sim650 $ fényévnyire van, és nem $ 1000 $ .
- Attól függ, hogy mi a mutatója az width ‘; Elképzelem, hogy ‘ vannak valamilyen szabványos fénysűrűség-mérők (valami hasonló FWHM-hez Gauss-on?), De a NASA valóban megadja az 1000-es számot, így én nem mondom el ‘ nem változtathatja meg. Link