Hoe groot kan een nevel zijn? Als een ruimteschip 300.000 keer de lichtsnelheid aflegde (ervan uitgaande dat dit mogelijk was en geen andere effecten had, zoals tijdreizen of tijddilatatie), is het aannemelijk dat het enkele uren zou duren om een afstand af te leggen die gelijk is aan de gemiddelde breedte van een nevel?
Opmerkingen
- De Orionnevel is 24 lichtjaar in doorsnede. 24 jaar is 210.000 uur, dus het ‘ valt binnen de vereiste orde van grootte.
- Lijst van de grootste nevel
- Als je paradoxen wilt vermijden waarbij je aankomt op plaatsen voor het licht dat je zag toen je naar hen vertrok (en misschien voordat ze bestonden!), dan zou je in feite een oneindige lichtsnelheid nodig hebben . Als de lichtsnelheid eindig is en je sneller kunt reizen, kun je dergelijke paradoxen niet vermijden.
- Hoe zou je een ” nevel “? Er zijn veel objecten die wel of niet als nevels kunnen worden beschouwd, afhankelijk van de definitie van je keuze.
- Ik wilde ” antwoorden over deze grote ” maar besloot dat het antwoord te vaag was. 🙂
Antwoord
TL; DR: ongeveer 2150 lichtjaar
Hier is de kern van mijn antwoord, voor de eenvoud:
- De grootste nevels zijn HII-gebieden, gaswolken geïoniseerd door jonge hete sterren die zich in hen vormen.
- Dat kunnen we bereken de straal van een bol die overeenkomt met de maximale afstand waarop neutraal waterstofgas kan worden geïoniseerd – een maatstaf voor de grootte van het HII-gebied.
- Deze methode kan worden aangepast voor clusters van sterren, niet alleen voor individuele eenheden.
- Basisaannames over de massa van moleculaire wolken en de stervormingsefficiëntie laten zien dat de maximale grootte van een HII-gebied ongeveer 2150 lichtjaar zou moeten zijn. Dit is een paar keer zo groot als de grootste bekende HII-regios.
In wezen, ja, je kunt extreem grote nevels hebben die veel tijd nodig hebben om door te steken, zelfs bij uitzonderlijk hoge snelheden.
Grote nevels zijn HII-regios
Als je kijkt naar enkele van de grootste nevels die momenteel bekend zijn , zou je kunnen opmerken dat veel van hen, met een diameter van honderden lichtjaar, HII-gebieden zijn. Het zijn stellaire wiegjes, waterstofwolken geïoniseerd door de jonge, pasgevormde sterren erin. Hun evolutie wordt bepaald door de emissie van de heetste massieve sterren die voor de ioniserende straling zorgen, en zullen uiteindelijk de wolken volledig verspreiden. HII-gebieden zijn goede keuzes voor grote nevels, simpelweg omdat ze extreem zwaar zijn en tientallen sterren kunnen bevatten.
Veel van de grootste nevels zijn HII-gebieden:
- De Tarantula-nevel
- De Carinanevel
- NGC 604
HII-gebieden zijn niet altijd de plaatsen van stergeboorte; ze kunnen zich vormen (op kleinere schaal) rond enkele sterren. Barnards Loop is een beroemd voorbeeld van een groot HII-gebied waarvan wordt gedacht dat het is gevormd uit een supernova. De allergrootste HII-gebieden zijn echter inderdaad deze afstammelingen van moleculaire wolken, die clusters van jonge sterren bevatten.
Strömgren-bollen
Een populair model van een (bolvormig) HII-gebied is het Strömgren-bol . Een Strömgren-bol is een gaswolk ingebed in een grotere wolk. Het externe gas is neutraal voorbij een afstand die de Strömgren-straal wordt genoemd; binnen de straal van Strömgren ioniseert het licht van een of meer sterren de waterstof en vormt een HII-gebied. We kunnen de Strömgren-straal $ R_S $ berekenen met een eenvoudige formule: $$ R_S = \ left (\ frac {3} {4 \ pi} \ frac {Q _ *} {\ alpha n ^ 2} \ right) ^ {1 / 3} $$ waarbij $ n $ de elektronendichtheid is, $ \ alpha $ de recombinatiecoëfficiënt en $ Q _ * $ het aantal fotonen dat door de ster per tijdseenheid wordt uitgezonden. Mogelijk zien we een getalsdichtheid van $ n \ sim10 ^ 7 \ text {m} ^ {- 3} $ in de nevel, en bij temperaturen van $ T \ sim10 ^ 4 \ text {K} $, $ \ alpha (T ) \ ongeveer 2,6 \ maal10 ^ {- 19} $. Het enige dat overblijft is het berekenen van $ Q _ * $, dat kan worden gevonden met de formule $$ Q _ * = \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {L _ {\ nu}} {h \ nu} d \ nu $$ waar we de Planck-functie integreren, gewogen naar frequentie en vermenigvuldigd met het oppervlak van de ster, over alle frequenties groter dan $ \ nu_0 = 3.288 \ times10 ^ {15} \ text {Hz} $, de laagste frequentie die kan nog steeds waterstof ioniseren. $ L _ {\ nu} $ is een functie van de effectieve temperatuur $ T_ {eff} $ van de ster. Als je in plaats daarvan de massa van de ster als parameter wilt gebruiken, we weten dat $ T \ propto M ^ {4/7} $ werkt als een benadering voor veel sterren (en $ R \ propto M ^ {3/7} $). Ik heb geconstateerd dat het slecht werkt op sterren met een lage massa ($ < 0,3 miljoen _ {\ odot} $), maar daar wijkt het alleen af met een factor 2, afhankelijk van uw keuze van proportionaliteitsconstante.
Hier zijn mijn resultaten, die $ R_S $ uitzetten als een functie van $ M $:
Dit geeft aan dat zelfs enkele, zware sterren nog steeds HII-gebieden kunnen produceren met een diameter tot 100 lichtjaar, die is behoorlijk indrukwekkend.
Meerdere sterren en clusters
Het bovenstaande model gaat ervan uit dat er maar één ster in het midden van de bol staat. De meeste van de grote HII-gebieden die ik hierboven noemde meerdere sterren hebben – of zelfs hele sterclusters. Daarom moeten we uitzoeken hoe groot ons HII-gebied kan zijn als we aannemen dat het een cluster van hete, zware sterren bevat. Een model aanpassen van Hunt & Hirashita 2018 , laten we zeggen dat de cluster statisch is – er worden geen sterren geboren en er gaan geen sterren dood. Neem daarnaast aan dat de cluster een initiële massafunctie $ \ phi (M) $ gehoorzaamt die beschrijft hoeveel sterren naar verwachting massas zullen hebben in een bepaald bereik. We hebben nu een meer gecompliceerde uitdrukking voor $ Q $, het totale aantal uitgezonden ioniserende fotonen: $$ Q = \ int_0 ^ {\ infty} Q _ * (M) \ phi (M) dM $$ waarbij we erkennen dat $ Q_ * $ is een functie van de stellaire massa. Dit is nog steeds gemakkelijk te berekenen voor elk cluster van $ N $ sterren, zodra u uw IMF kiest. We kunnen deze waarden vervolgens in onze formule voor $ R_S $ pluggen. Het feit dat $ R_S \ propto Q _ * ^ {1/3} $ betekent dat we een groot aantal zware sterren nodig hebben om diameters van $ \ sim1000 $ lichtjaar te bereiken, maar het is nog steeds heel goed mogelijk.
Resultaten voor individuele clusters
Ik heb het Salpeter IMF en de bovenstaande formules toegepast op een aantal HII-regios, waarvan de meeste grote aantallen sterren bevatten. Mijn (naïeve) aannames gaven me eigenlijk behoorlijke resultaten ( code hier ): $$ \ begin {array} {| c | c | c | c |} \ hline \ text {Name} & \ text {Aantal sterren} & \ text {Diameter (lichtjaar)} & 2R_S \ text {(lichtjaar)} \\\ hline \ text {Tarantula Nebula} & 500000 ^ 1 & 600 & 1257 \\\ hline \ text {Carina Nebula} & 14000 ^ 2 & 460 & 382 \\\ hline \ text {Eagle Nebula} & 8100 & 120
318 \\\ hline \ text {Rosette Nebula} & 2500 & 130 & 215 \\\ hline \ text {RCW 49} & 2200 & 350 & 206 \\\ hline \ end {array} $$ 1 Space.com
2 NASA
Met uitzondering van de Adelaarsnevel liggen deze allemaal binnen een factor twee van de geaccepteerde waarden. Er zijn enkele dingen die ik zou kunnen veranderen die de nauwkeurigheid van mijn modellen kunnen vergroten:
- Ga uit van een nauwkeuriger IMF, zoals het Kroupa IMF
- Bedenk dat sommige van deze regios een buitensporig aantal zware sterren
- Verklaring van de evolutie van sterren; veel van de sterren hier staan niet in de hoofdreeks
Desalniettemin is dit een begin en ik nodig je uit om er een beetje mee te spelen.
Bovengrenzen
Een vraag blijft echter: hoe groot kan een HII-regio zijn? We hebben gezien dat stervormingsgebieden van tienduizenden of honderdduizenden sterren gaswolken met een doorsnede van honderden lichtjaren kunnen ioniseren. Is er een bovengrens voor het aantal sterren dat in een dergelijk gebied wordt geproduceerd, of zelfs ter grootte van het stervormingsgebied zelf?
Beschouw de totale massa van een sterrenpopulatie met de Salpeter initiële massafunctie $ \ phi (M) $: $$ \ mathcal {M} = \ int M \ phi ( M) dM = \ phi_0 \ int M \ cdot M ^ {- 2.35} dM $$ waarbij $ \ phi_0 $ een evenredigheidsconstante is (zie de bijlage), en de integraal zich over het massabereik van de populatie bevindt. plaats een bovengrens op $ \ mathcal {M} $, we kunnen een bovengrens plaatsen op $ \ phi_0 $ (en $ N $). De meest massieve gigantische moleculaire wolken hebben massas $ \ sim10 ^ {7 \ text {- } 8} M _ {\ odot} $, en met een stervormingsrendement van $ \ varepsilon \ sim0.1 $, zouden we $ \ mathcal {M} _ {\ text {max}} \ sim10 ^ {6} M_ moeten verwachten {\ odot} $. Dit komt overeen met $ \ phi_ {0, \ text {max}} \ circa 1,7 \ maal10 ^ 5 $. Dit blijkt ongeveer een factor 5 hoger te zijn dan $ \ phi_0 $ voor onze r-model van de Tarantula-nevel. Nu $ R_S \ propto Q ^ {1/3} \ propto \ phi_0 ^ {1/3} $, dus we zouden verwachten dat een bovengrens voor de grootte van een hypothetische HII-regio $ 1257 \ cdot 5 ^ {1 / 3} \ ongeveer 2149 $ lichtjaar.
Bijlage
De formule voor $ L _ {\ nu} $ is eigenlijk $ L _ {\ nu} = (4 \ pi R _ * ^ 2) \ cdot \ pi I _ {\ nu} $, waarbij $ R _ * $ de straal van de ster is en $ I _ {\ nu} $ de Planck-functie.Daarom is $ Q _ * $ meer precies $$ Q _ * = 4 \ pi ^ 2R _ * ^ 2 \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {2h \ nu ^ 3} {c ^ 2} \ frac {1} {\ exp (h \ nu / (k_BT)) – 1} \ frac {1} {h \ nu} d \ nu $$ De Salpeter IMF $ \ phi (M) $ is de functie gedefinieerd door $$ \ phi (M) \ Delta M = \ phi_0M ^ {- 2.35} \ Delta M $$ zodat $$ N (M_1, M_2) = \ int_ {M_1} ^ {M_2} \ phi (M) dM $ $ is het totale aantal sterren met een massa tussen $ M_1 $ en $ M_2 $ in een bepaalde populatie. $ \ phi_0 $ is een normalisatieconstante zodat $ \ phi (M) $, geïntegreerd over het gehele massabereik, het juiste totale aantal sterren in de bestudeerde cluster geeft.
Opmerkingen
- Ik had eekhoorns die tomaten aten uit mijn tuin, dus kocht ik deze 155 mm houwitser om ermee om te gaan … +1 voor info 🙂
Answer
De Tarantula-nevel is de grootste bekende nevel met 200 parsec (650 ly ) aan de overkant.
Bij 300.000 keer de lichtsnelheid, dit zou iets minder dan 20 uur duren om over te steken.
Bewerken:
Van een andere bron , wordt de grootte van de Tarantula-nevel gegeven op 40 boogminuten bij 179 kly afstand. Ik bereken dat dit 2080 ly breed is. Ik veronderstel dat het afhangt van hoe je de grenzen van de nevel definieert. Het zou 60 uur duren om met de gegeven snelheid over te steken.
Opmerkingen
- ” Ik veronderstel dat het afhangt van hoe je de grenzen van de nevel definieert. ” – precies De maan heeft een atmosfeer die dichter is dan nevels. Bij dergelijke dingen zijn grenzen in hoge mate een kwestie van definitie.
Antwoord
Het is moeilijk te zeggen hoe groot het denkbaar zou kunnen zijn, aangezien de definitie van een “nevel” een beetje … vaag kan zijn? Elk melkwegstelsel heeft een zeer losse waas van deeltjes eromheen en in principe is wat we een “nevel” noemen gewoon een ongewoon dichte opeenhoping van deze deeltjes. Als zodanig is er geen strikte bovengrens, maar alles dat groot genoeg is, zal uiteindelijk worden verstoord door nabije sterren of andere zwaartekrachtbronnen, waardoor ze ofwel ineenstorten of uiteenvallen; dus kunnen ze bestaan, maar voor een kortere tijd.
De grootste nevel met de naam is de Tarantula-nevel met een doorsnede van ongeveer duizend lichtjaar (NGC 604 in het Triangulumstelsel is misschien nog groter , maar dit is een relatief “losse” verzameling ruimtestof.) Als je met 300.000 keer de lichtsnelheid zou reizen, zou het 44 uur duren om over te steken, dus een nevel zelfs een achtste als wide (zoals de afbeelding hieronder van de Cygnus Loop) zou nog steeds enkele uren duren; gemakkelijk voldoen aan uw criteria.
Reacties
- De Tarantula-nevel is slechts $ \ sim650 $ lichtjaar in doorsnede, niet $ 1000 $ .
- Het hangt ervan af wat uw metriek is voor breedte ‘; Ik stel me voor dat er ‘ s een gestandaardiseerde maatstaf is voor de helderheidsdichtheid (zoiets als een FWHM op een Gaussian?), Maar NASA geeft inderdaad het 1000ly-cijfer, dus ik zal ‘ t wijzigen. Link