Jak duża może być mgławica? Jeśli statek kosmiczny podróżowałby z prędkością 300 000 razy większą od prędkości światła (zakładając, że było to możliwe i nie powodowało żadnych innych skutków, takich jak podróż w czasie lub dylatacja czasu), czy jest prawdopodobne, że pokonanie odległości odpowiadającej średniej szerokości zajęłoby kilka godzin? mgławica?
Komentarze
- Mgławica Oriona ma średnicę 24 lat świetlnych. 24 lata to 210 000 godzin, więc ' mieści się w wymaganym rzędzie wielkości.
- Lista największa mgławica
- Jeśli chcesz uniknąć paradoksów związanych z docieraniem do miejsc przed światłem, które widziałeś, gdy dla nich wyszedłeś (a być może zanim one istniały!), potrzebujesz nieskończonej prędkości światła . Jeśli prędkość światła jest skończona i możesz podróżować szybciej, nie możesz uniknąć takich paradoksów.
- Jak zdefiniowałbyś mgławicę ” „? Istnieje wiele obiektów, które mogą, ale nie muszą być uważane za mgławice, w zależności od wybranej definicji.
- Zamierzałem odpowiedzieć ” na temat tego dużego „, ale zdecydowałem, że odpowiedź jest zbyt mglista. 🙂
Odpowiedź
TL; DR: Około 2150 lat świetlnych
Oto sedno mojej odpowiedzi, dla uproszczenia:
- Największe mgławice to regiony HII, obłoki gazu zjonizowanego przez młode, gorące gwiazdy tworzące się w nich.
- Możemy obliczyć promień kuli odpowiadający maksymalnej odległości, z jakiej można jonizować obojętny wodór – przybliżenie rozmiaru regionu HII.
- Metodę tę można dostosować do gromad gwiazd, nie tylko pojedynczych jedynki.
- Podstawowe założenia dotyczące mas obłoków molekularnych i sprawności tworzenia gwiazd pokazują, że maksymalny rozmiar regionu HII powinien wynosić około 2150 lat świetlnych. Jest to kilka razy większy od największego znane regiony HII.
Zasadniczo tak, możesz mieć bardzo duże mgławice, których przekroczenie zajęłoby dużo czasu, nawet przy wyjątkowo dużych prędkościach.
Duże mgławice są Regiony HII
Jeśli spojrzysz na niektóre z największych obecnie znanych mgławic , możesz zauważyć, że wiele z nich, mierzących setki lat świetlnych średnicy, to regiony HII . Są to gwiezdne kolebki, obłoki wodoru zjonizowane przez młode, nowo powstałe gwiazdy wewnątrz nich. Ich ewolucją rządzi emisja z najgorętszych masywnych gwiazd, które dostarczają promieniowania jonizującego i ostatecznie całkowicie rozproszą obłoki. Regiony HII są dobrym wyborem dla dużych mgławic po prostu dlatego, że „są niezwykle masywne i mogą zawierać dziesiątki gwiazd.
Wiele z największych mgławic to regiony HII:
- Mgławica Tarantula
- Mgławica Carina
- NGC 604
Regiony HII nie zawsze są miejscami narodzin gwiazd; mogą tworzyć się (w mniejszych skalach) wokół pojedyncze gwiazdy. Pętla Barnarda jest znanym przykładem dużego regionu HII, który prawdopodobnie powstał z supernowej. Jednak największe regiony HII są rzeczywiście potomkami obłoków molekularnych, zawierających gromady młodych gwiazd.
Sfery Strömgrena
Popularnym modelem (kulistego) regionu HII jest sfera Strömgrena . Kula Strömgrena to chmura gazu osadzona w większej chmurze. Zewnętrzny gaz jest obojętny poza odległością zwaną promieniem Strömgrena; wewnątrz promienia Strömgrena światło jednej lub więcej gwiazd jonizuje wodór, tworząc region HII. Możemy obliczyć promień Strömgrena $ R_S $ za pomocą prostego wzoru: $$ R_S = \ left (\ frac {3} {4 \ pi} \ frac {Q _ *} {\ alpha n ^ 2} \ right) ^ {1 / 3} $$ gdzie $ n $ to gęstość liczby elektronów, $ \ alpha $ to współczynnik rekombinacji, a $ Q _ * $ to liczba fotonów emitowanych przez gwiazdę w jednostce czasu. Możemy zobaczyć gęstość liczbową $ n \ sim10 ^ 7 \ text {m} ^ {- 3} $ wewnątrz mgławicy i przy temperaturach $ T \ sim10 ^ 4 \ text {K} $, $ \ alpha (T ) \ około 2,6 \ times10 ^ {- 19} $. Pozostaje tylko obliczyć $ Q _ * $, co można znaleźć za pomocą wzoru $$ Q _ * = \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {L _ {\ nu}} {h \ nu} d \ nu $$ gdzie integrujemy funkcję Plancka, ważoną przez częstotliwość i pomnożoną przez pole powierzchni gwiazdy, dla wszystkich częstotliwości większych niż $ \ nu_0 = 3,288 \ times10 ^ {15} \ text {Hz} $, najniższą częstotliwość, która nadal może jonizować wodór. $ L _ {\ nu} $ jest funkcją efektywnej temperatury gwiazdy $ T_ {eff} $. Jeśli zamiast tego chcesz użyć masy gwiazdy jako parametru, wiemy, że $ T \ propto M ^ {4/7} $ działa jako przybliżenie dla wielu gwiazd (i $ R \ propto M ^ {3/7} $). Zauważyłem, że działa słabo na gwiazdach o małej masie ($ < 0,3 M _ {\ odot} $), ale różni się tylko o współczynnik 2, w zależności od wybór stałej proporcjonalności.
Oto moje wyniki, wykreślając $ R_S $ jako funkcję $ M $:
Oznacza to, że nawet pojedyncze, masywne gwiazdy mogą nadal tworzyć obszary HII o średnicy do 100 lat świetlnych, co robi wrażenie.
Wiele gwiazd i gromad
Powyższy model zakłada, że w centrum kuli jest tylko jedna gwiazda. Jednak większość dużych regionów HII, o których wspomniałem powyżej ma wiele gwiazd – lub nawet całe gromady gwiazd. Dlatego musimy dowiedzieć się, jak duży może być nasz region HII, jeśli założymy, że zawiera on gromadę gorących, masywnych gwiazd. Adaptacja modelu Hunt & Hirashita 2018 , powiedzmy, że gromada jest statyczna – żadne gwiazdy się nie rodzą ani nie umierają. Dodatkowo załóżmy, że gromada spełnia pewną funkcję masy początkowej $ \ phi (M) $, która opisuje, ile gwiazd ma mieć masy w podanym zakresie. Mamy teraz bardziej skomplikowane wyrażenie dla $ Q $, całkowitej liczby wyemitowanych fotonów jonizujących: $$ Q = \ int_0 ^ {\ infty} Q _ * (M) \ phi (M) dM $$, gdzie uznajemy, że $ Q_ * $ jest funkcją masy gwiazdy. Można to nadal łatwo obliczyć dla dowolnej gromady N $ N $ gwiazd, po wybraniu swojego MFW. Następnie możemy podłączyć te wartości do naszej formuły na $ R_S $. Fakt, że $ R_S \ propto Q _ * ^ {1/3} $ oznacza, że potrzebujemy dużej liczby masywnych gwiazd, aby osiągnąć średnice $ \ sim1000 $ lat świetlnych, ale nadal jest to całkiem możliwe.
Wyniki dla poszczególnych gromad
Zastosowałem Salpeter IMF i powyższe wzory do wielu regionów HII, z których większość zawiera dużą liczbę gwiazd. Moje (naiwne) założenia dały mi przyzwoite wyniki ( tutaj kod ): $$ \ begin {array} {| c | c | c | c |} \ hline \ text {Name} & \ text {Liczba gwiazd} & \ text {Średnica (lata świetlne)} & 2R_S \ text {(lata świetlne)} \\\ hline \ text {Mgławica Tarantula} & 500000 ^ 1 & 600 & 1257 \\\ hline \ text {Mgławica Carina} & 14000 ^ 2 & 460 & 382 \\\ hline \ text {Mgławica Orzeł} & 8100 & 120
318 \\\ hline \ text {Mgławica Rozeta} & 2500 & 130 & 215 \\\ hline \ text {RCW 49} & 2200 & 350 & 206 \\\ hline \ end {array} $$ 1 Space.com
2 NASA
Z wyjątkiem Mgławicy Orzeł, wszystko to jest dwa razy większe od akceptowane wartości. Jest kilka rzeczy, które mógłbym zmienić, a które mogą zwiększyć dokładność moich modeli:
- Załóżmy bardziej precyzyjny MFW, taki jak Kroupa IMF
- Weź pod uwagę, że niektóre z tych regionów zawierają ogromna ilość masywnych gwiazd
- Uwzględnij ewolucję gwiazd; wiele gwiazd tutaj nie znajduje się w głównej sekwencji
Niemniej jednak to jest początek i zapraszam do trochę zabawy.
Górne granice
Pozostaje jednak jedno pytanie: jak duży może być region HII? Widzieliśmy, że obszary gwiazdotwórcze dziesiątek lub setek tysięcy gwiazd mogą jonizować obłoki gazu o średnicy setek lat świetlnych. Czy istnieje górna granica liczby gwiazd produkowanych w takim regionie, a nawet wielkości sam region formowania się gwiazd?
Rozważmy całkowitą masę populacji gwiazd z początkową funkcją masy Saletry $ \ phi (M) $: $$ \ mathcal {M} = \ int M \ phi ( M) dM = \ phi_0 \ int M \ cdot M ^ {- 2.35} dM $$ gdzie $ \ phi_0 $ jest stałą proporcjonalności (patrz Dodatek), a całka znajduje się w zakresie mas populacji. Jeśli możemy umieść górną granicę na $ \ mathcal {M} $, możemy umieścić górną granicę na $ \ phi_0 $ (i $ N $). Najbardziej masywne gigantyczne obłoki molekularne mają masy $ \ sim10 ^ {7 \ text {- } 8} M _ {\ odot} $, a przy wydajności tworzenia gwiazd $ \ varepsilon \ sim0,1 $ powinniśmy spodziewać się $ \ mathcal {M} _ {\ text {max}} \ sim10 ^ {6} M_ {\ odot} $. Odpowiada to $ \ phi_ {0, \ text {max}} \ ok. 1,7 \ times10 ^ 5 $. Okazuje się, że jest to około 5-krotnie więcej niż $ \ phi_0 $ dla ou model Mgławicy Tarantula. Teraz $ R_S \ propto Q ^ {1/3} \ propto \ phi_0 ^ {1/3} $, więc powinniśmy spodziewać się, że górna granica rozmiaru hipotetycznego regionu HII będzie wynosić 1257 $ \ cdot 5 ^ {1 / 3} \ około2149 $ lat świetlnych.
Dodatek
Wzór na $ L _ {\ nu} $ to w rzeczywistości $ L _ {\ nu} = (4 \ pi R _ * ^ 2) \ cdot \ pi I _ {\ nu} $, gdzie $ R _ * $ to promień gwiazdy, a $ I _ {\ nu} $ to funkcja Plancka.Dlatego $ Q _ * $ to, dokładniej, $$ Q _ * = 4 \ pi ^ 2R _ * ^ 2 \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {2h \ nu ^ 3} {c ^ 2} \ frac {1} {\ exp (h \ nu / (k_BT)) – 1} \ frac {1} {h \ nu} d \ nu $$ Salpeter IMF $ \ phi (M) $ to funkcja zdefiniowana przez $$ \ phi (M) \ Delta M = \ phi_0M ^ {- 2,35} \ Delta M $$ takie, że $$ N (M_1, M_2) = \ int_ {M_1} ^ {M_2} \ phi (M) dM $ $ to całkowita liczba gwiazd o masach od $ M_1 $ do $ M_2 $ w danej populacji. $ \ phi_0 $ jest stałą normalizacyjną taką, że $ \ phi (M) $, scałkowana w całym zakresie mas, daje prawidłową całkowitą liczbę gwiazd w badanej gromadzie.
Komentarze
- Miałem wiewiórki zjadające pomidory w moim ogrodzie, więc kupiłem haubicę 155 mm, żeby sobie z nimi poradzić … +1 dla informacji 🙂
Odpowiedź
Mgławica Tarantula jest największą znaną mgławicą o 200 parsekach (650 ly ) przez.
Przy 300 000 razy z prędkością światła, przejście to zajęłoby niecałe 20 godzin.
Edytuj:
Z innego źródła , rozmiar mgławicy Tarantula jest określony na 40 minut łukowych przy 179 kilometrach Obliczam, że ma szerokość 2080 ly. Przypuszczam, że zależy to od tego, jak zdefiniujesz granice mgławicy. Przekroczenie tej odległości przy danej prędkości zajęłoby 60 godzin.
Komentarze
- ” Przypuszczam, że zależy to od tego, jak zdefiniujesz granice mgławicy. ” – dokładnie . Księżyc ma gęstszą atmosferę niż mgławice. W takich przypadkach granice są w dużej mierze kwestią definicji.
Odpowiedź
Trudno powiedzieć, jak duża mogłaby być, skoro definicja „mgławicy” może być nieco … mglista? Każda galaktyka ma wokół siebie bardzo luźną mgiełkę cząstek iw zasadzie to, co nazywamy „mgławicą”, jest po prostu niezwykle gęstym zlepkiem tych cząstek. W związku z tym nie ma ścisłej górnej granicy, ale wszystko, co jest wystarczająco duże, zostanie ostatecznie zakłócone przez pobliskie gwiazdy lub inne źródła grawitacji, powodując ich zapadnięcie się lub rozproszenie; mogą więc istnieć, ale przez krótsze okresy czasu.
Największą nazwaną mgławicą jest mgławica Tarantula o średnicy około tysiąca lat świetlnych (NGC 604 w galaktyce Trójkąt może być nawet większy , ale jest to stosunkowo „luźny” zbiór kosmicznego pyłu). Gdybyś podróżował z prędkością 300 000 razy większą od prędkości światła, przejście zajęłoby 44 godziny, więc mgławica nawet ósma wide (jak na poniższym obrazku Cygnus Loop) nadal zajęłoby kilka godzin; łatwo spełniając Twoje kryteria.
Komentarze
- Mgławica Tarantula ma średnicę zaledwie $ \ sim650 $ lat świetlnych, a nie 1000 $ .
- To zależy od tego, jakie są Twoje dane dla szerokość '; Wyobrażam sobie, że ' jest jakaś znormalizowana miara gęstości jasności (coś w rodzaju FWHM na Gaussa?), Ale NASA rzeczywiście podaje 1000-lite liczby, więc shan ' t go zmienić. Link