Astronomie

Est-il possible que dans le nuage interstellaire local il y ait des étoiles non détectées ?

Est-il possible que dans le nuage interstellaire local il y ait des étoiles non détectées ?

Le nuage interstellaire local est censé avoir une taille d'environ 30 années-lumière. Est-il possible que dans cette région il y ait des étoiles qui ne soient pas détectées ? J'aurais pensé que ce n'était pas possible, mais il y a des étoiles très petites ou très proches d'une autre étoile. BTW, avec étoile, je veux dire un objet astronomique qui effectue une fusion, car j'ai vu des listes d'étoiles les plus petites ou les plus froides qui incluent des naines brunes qui n'effectuent pas de fusion ou des naines blanches.


C'est peu probable, à moins qu'ils ne soient extrêmement faibles. La raison en est que le nuage n'absorbe évidemment pas assez de lumière pour nous empêcher de détecter les naines rouges et brunes à distance, et donc une étoile plus proche serait également détectable.


Nuages ​​interstellaires

Nous développons un modèle tridimensionnel du LIC en calculant les distances jusqu'au bord du LIC à partir de spectres HST haute résolution et en utilisant des harmoniques sphériques pour s'adapter à toutes les observations disponibles [1] . On adopte la technique décrite dans [2] dans laquelle on détermine la distance au bord du LIC, bord (LIC), le long d'une ligne de visée donnée à partir de la densité de la colonne d'hydrogène (déduite de la densité de la colonne de deutérium dans les spectres HST). Nous supposons que le gaz interstellaire se déplaçant avec la vitesse LIC a une densité constante, mSALUT = 0,10 cm 3 , et le LIC s'étend de l'héliosphère à un bord déterminé par la valeur de NSALUT(LIC) le long de chaque ligne de visée. Nous adaptons des harmoniques sphériques à 32 lignes de visée pour lesquelles nous avons des valeurs de bord(LIC) ou limites supérieures à partir des données HST, EUVE et Ca II.

Le modèle LIC n'est clairement pas une structure filamenteuse longue et mince comme celles observées dans les images optiques de certains nuages ​​interstellaires (par exemple, les nébuleuses par réflexion dans les Pléiades), mais il n'est pas non plus de forme sphérique. Vu du pôle Nord Galactique, le LIC a un axe de symétrie qui pointe dans la direction je ≈ 315° (voir Figure 2 dans [1] ). Puisque la direction du centre de l'Association Sco-Cen est je = 320, la forme du LIC pourrait être déterminée par le flux de gaz chaud du Sco-Cen. Le modèle LIC montre que le Soleil est situé juste à l'intérieur de son bord en direction du Centre Galactique et vers le Pôle Galactique Nord. L'absence d'absorption de Mg II à la vitesse LIC vers α Cen indique que la distance au bord du LIC dans cette direction est ≤ 0,19 pc et que le Soleil devrait franchir la frontière entre le LIC et le nuage G en moins de 5 000 ans [3,4] .

Figure 2 . La différence de densité de colonne de Mg II en fonction de la distance angulaire. Avec 18 étoiles cibles, il y a 153 lignes de base, et donc de nombreuses distances angulaires à comparer. La différence de densité de colonne de Mg II ne dépasse pas systématiquement un facteur de deux pour les étoiles à moins de 8°. Chiffre de [10] .

Figure 1 . L'emplacement des étoiles HST, EUVE et Ca II utilisées dans cette analyse est indiqué en coordonnées galactiques. Les symboles identifiant les étoiles sont répertoriés dans les premières colonnes des tableaux 1 et 2 de [1] . Les hachures indiquent les valeurs de NSALUT en unités de 10 18 cm 2 du Soleil au bord du LIC, sur la base de l'ensemble de données B. Du plus sombre au plus clair, les ombrages désignent > 2,0, 1,0–2,0, 0,5–1,0, 0,25–0,50, 0,10–0,25, 0,05-0,10 et < 0,05 dans ces unités.

Le modèle LIC peut être vu sur le site Web du Colorado Model of the Local Interstellar Medium http://casa.colorado.edu/

sredfiel/ColoradoLIC.html . Les données d'entrée, la prescription pour le calcul du modèle et un outil pour calculer la densité de la colonne d'hydrogène dans n'importe quelle direction se trouvent également sur ce site Web. Au fur et à mesure que de nouvelles données apparaissent et que nous pouvons modéliser d'autres nuages ​​chauds, des versions mises à jour du modèle LISM seront placées sur ce site Web.

1.1 Propriétés physiques

Le tableau 1 répertorie nos propriétés empiriques adoptées du LIC et les références à partir desquelles ces données ont été tirées. Les paramètres physiques et la densité de la colonne d'hydrogène du LIC sont à peu près cohérents avec les modèles ISM chauds qui supposent un équilibre de pression et d'ionisation [8] , mais l'ionisation empirique de l'hydrogène est beaucoup plus élevée et la température du gaz inférieure à ce que prédisent les modèles théoriques. La forte ionisation s'explique naturellement par le fait que le gaz LIC est dans une phase de recombinaison suite à l'ionisation de choc d'une supernova voisine comme proposé par [9] . L'ionisation plus élevée augmente le refroidissement du gaz, ce qui peut expliquer pourquoi le gaz est 2400 K plus froid que ce que prédisent les modèles d'équilibre d'ionisation. Les températures calculées et observées sont remarquablement en accord pour un modèle théorique avec la densité électronique LIC observée.

Tableau 1 . Propriétés physiques et morphologiques du LIC

PropriétéValeurRéférence
Température7000 ± 1000K [5]
Densité neutre d'hydrogène (mSALUT)0,10 cm3 [2]
Densité d'électron (me) 0,11 + 0,12 − 0,06 cm − 3 [6]
Ionisation hydrogène (X (H) = mp/(mSALUT + mp))0.52 ± 0.18 [1]
Pression de gaz (P /k) 1620 + 1280 − 630 cm − 3 K [1]
Log (épuisement de MG), D(Mg)–1.1 ± 0.2 [5]
Log (épuisement de Fe), D(Fe)–1.27 [7]
Log (épuisement de O), D(O)–0.25 [7]
Dimensions maximales6,2 pièces [1]
Dimensions minimales4,7 pièces [1]
Maximum NSALUT1,9 × 10 18 cm2 [1]
Le minimum NSALUT1,5 × 10 18 cm2 [1]

1.2 Homogénéité : l'échantillon Hyades

L'instrument STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) à bord du HST a observé 18 membres de l'amas d'étoiles Hyades. Cet ensemble de données a été acquis dans le cadre du programme d'observation 7389 avec le chercheur principal E. Bohm-Vitense. Seules les raies Mg II h et k ont ​​été observées. Parce que les 18 étoiles sont toutes membres de l'amas Hyades, leurs lignes de visée sont très rapprochées dans le ciel. Ainsi, ils échantillonnent une très petite région du LIC, et offrent donc une opportunité unique d'étudier l'homogénéité du LIC. La figure 1.2 montre la différence de densité de colonne de Mg II en fonction de la distance angulaire. La différence de densité de colonne de Mg II ne dépasse pas systématiquement un facteur de deux pour les étoiles à moins de 8°. La densité de colonne d'hydrogène calculée par notre modèle LIC [1] prédit avec succès le gradient de la densité de colonne de Mg II dans l'échantillon Hyades [10] .


La poussière d'étoiles dans la neige de l'Antarctique révèle où nous en sommes dans le système solaire

De la poussière d'étoile pleut sur nous, et des morceaux trouvés dans la neige de l'Antarctique révèlent où notre système solaire a été dans notre galaxie et où il pourrait voyager ensuite.

"Si vous croyez l'argument, n'est-ce pas cool que nous continuions à être bombardés par des éjectas de supernova?" Danny Milisavljevic, Ph.D., astronome à l'Université Purdue qui étudie les supernovae, raconte Inverse.

Lorsque de très grosses étoiles, au moins huit fois la masse du Soleil, meurent, elles sont appelées supernovae. Lorsqu'une supernova explose, elle envoie du gaz et des métaux dans l'espace. "C'est le brouhaha de l'explosion et de la formation d'étoiles qui se produit génération après génération", explique Milisavljevic.

Dans une étude publiée le 12 août dans Lettres d'examen physique, des scientifiques de l'Université technique de Munich ont découvert l'un de ces éléments spécifiques à la supernova, un isotope radioactif rare du fer appelé 60Fe, dans la neige antarctique. Les scientifiques ont exclu toutes les sources possibles de ce fer sauf une : la poussière interstellaire du Nuage Interstellaire Local, un nuage de gaz que notre système solaire traverse depuis des dizaines de milliers d'années.

Cette poussière provenait probablement d'une très récente explosion de supernova dans notre voisinage interstellaire, Dominik Koll, un doctorat. candidat à l'Australian National University et auteur principal de cette étude, raconte Inverse.

Milisavljevic dit que des articles comme celui publié dans Lettres d'examen physique aider à déterminer où ces supernovae se trouvaient dans notre système solaire et depuis combien de temps elles ont explosé. Cosmologiquement parlant, dit-il, les étoiles ont une durée de vie relativement courte : la durée de vie d'une étoile est comprise entre 10 et 50 millions d'années. Ensuite, plus d'étoiles naissent de la poussière laissée derrière, et ces étoiles deviennent de plus en plus métalliques au fil des générations. Finalement, ils se remplissent d'éléments lourds, comme le fer.

Koll dit que le fer-60 est particulièrement important pour les études interstellaires en raison de ses origines uniques. "Il n'est pas abondant sur Terre et n'est produit qu'en quantités importantes par deux processus astrophysiques - dans les étoiles et par les rayons cosmiques", dit-il dans un e-mail.

Koll dit également que bien que le fer 60 soit radioactif, il met beaucoup de temps à se désintégrer. C'est pourquoi, dit-il, il est probable que ce fer 60 provienne d'une supernova qui a éclaté il y a moins de 20 millions d'années, sinon il se serait déjà désintégré.

Afin de trouver ces isotopes du fer 60, l'équipe de recherche a déterré un morceau de 500 kilogrammes de neige antarctique, un peu plus lourd qu'un piano à queue moyen. Koll dit que la neige n'a pas plus de 20 ans, donc le fer doit être tombé sur terre au cours des 20 dernières années.

"C'est vraiment l'âge de cela qui me frappe", a déclaré Kevin Flaherty, Ph.D., maître de conférences en astronomie au Williams College. Inverse. Il dit que les preuves précédentes du fer-60 proviennent de la croûte océanique et pourraient avoir des millions d'années. Mais la poussière d'il y a moins de 20 ans suggère une supernova plus récente et ouvre plus de questions, dit-il.

« Où est l'amas d'étoiles dont il s'est formé ? Pourquoi n'a-t-il pas dissipé les nuages ​​[interstellaires] qui nous entourent ? Y a-t-il une sorte de reste que nous pouvons trouver ?

Koll dit que cette découverte pourrait aider les chercheurs à déterminer comment notre système solaire se déplace dans la galaxie de la Voie lactée – où il se trouvait auparavant, ce qui se trouvait à proximité et où il se dirige maintenant.

Shane Larson, Ph.D., professeur d'astronomie à la Northwestern University, est d'accord. "Cela nous permet d'assembler une histoire sur notre place dans le cosmos", dit Larson Inverse. "Nous savons depuis longtemps que nous sommes immergés dans des nuages ​​​​de crasse interstellaire dans la galaxie et nous avons des idées sur sa taille, la direction dans laquelle le Soleil se déplace et où nous allons, mais c'est un aperçu de quel est le puzzle. Maintenant, nous avons un nouvel aperçu de ce qu'est notre interaction avec cette partie de la galaxie. »

Larson dit que cette découverte peut être comparée à d'anciens gisements de fer-60 dans la croûte terrestre pour affiner les questions sur les propriétés globales du nuage interstellaire à travers lequel notre Soleil et notre système solaire se déplacent, comme si nous nous dirigeons vers des zones plus ou moins denses de le nuage, son âge et d'où il pourrait provenir.

« Donc, nous avons une meilleure prise en main, une compréhension plus ferme, une mesure plus sûre de la quantité de ces éléments dans le nuage interstellaire où nous sommes actuellement ou où nous avons été au cours des 20 dernières années », explique Larson.

À partir de là, dit Larson, les futurs chercheurs pourraient potentiellement mesurer les niveaux de fer 60 plus profondément dans les carottes de glace pour voir une histoire de poussière interstellaire sur notre planète depuis des dizaines de milliers d'années.

Koll dit que sa découverte montre que notre place dans l'univers n'est pas statique. « L'espace n'est pas un lieu mort, il évolue et interagit. Avec de telles découvertes, nous nous rapprochons pas à pas de la façon dont et où le voisinage solaire a été façonné et donc pourquoi il est tel qu'il est aujourd'hui.


Titre : PROPRIÉTÉS DE LA TURBULENCE DANS LES NUAGES INTERSTELLAIRES TRÈS LOCAUX

Nous avons étudié dans quelle mesure la turbulence dans les nuages ​​interstellaires très locaux ressemble à la turbulence très étudiée dans la couronne solaire et le vent solaire, en particulier le vent solaire à grande vitesse. Les diagnostics de turbulence pour les nuages ​​locaux sont les largeurs des raies d'absorption mesurées le long de 32 lignes de visée vers les étoiles proches, donnant des mesures pour 53 composantes d'absorption. Nous avons testé si la turbulence Local Cloud a les propriétés suivantes de turbulence dans la couronne solaire ou le vent solaire : (1) des fluctuations de vitesse principalement perpendiculaires au champ magnétique moyen, (2) une anisotropie de température dans le sens où la température perpendiculaire est plus grande que la température parallèle (ou au moins augmentée par rapport à l'attente), et (3) une température ionique qui dépend du rayon de Larmor ionique, en ce sens que les ions plus massifs ont des températures plus élevées. Notre analyse des données ne montre aucune preuve convaincante d'aucune de ces propriétés dans la turbulence des nuages ​​locaux, indiquant des différences possibles avec les plasmas héliosphériques susmentionnés. Dans le cas de l'anisotropie des fluctuations de vitesse, bien que la signature observationnelle attendue ne soit pas vue, nous ne pouvons pas exclure la possibilité de degrés d'anisotropie relativement élevés (paramètre d'anisotropie 0,50-0,70), si un autre processus plus » dans les nuages ​​locaux provoque des variations dans la largeur de la ligne turbulente d'une ligne de vue à l'autre. Nous considérons brièvement les raisons possibles des différences entre la turbulence héliosphérique et celle des nuages ​​locaux. L'absence apparente d'anisotropie des fluctuations de vitesse et de la température des ions pourrait être due à la randomisation du champ magnétique interstellaire à des échelles spatiales 10 pc, mais cela n'expliquerait pas l'absence de dépendance de la masse ionique dans la température ionique. Une explication probable de l'absence d'anisotropie de température et de température proportionnelle à la masse dans les nuages ​​locaux, et la présence de ces effets dans la couronne et le vent solaire à grande vitesse, est la plus grande collisionnalité, due aux collisions ioniques neutres, de la plasma de nuage local ionisé. « moins


L'abondance de la poussière d'étoiles dans le nuage interstellaire local à la naissance du système solaire

Les matériaux primitifs du système solaire, tels que certains types de météorites, les particules de poussière interplanétaires et la matière cométaire, contiennent de petites quantités de grains de poussière réfractaires qui sont plus anciens que notre système solaire. Ces « grains présolaires » se sont condensés dans les vents des étoiles évoluées et dans les éjectas des explosions stellaires, et ils faisaient partie du nuage interstellaire de gaz et de poussière à partir duquel notre système solaire s'est formé il y a 4,57 milliards d'années 1 . La poussière interstellaire n'est pas seulement de la poussière d'étoile mais se forme également dans le milieu interstellaire, principalement sous forme de silicates et, dans une moindre mesure, sous forme de poussière carbonée et de particules de fer 2 . Les grains présolaires représentent un échantillon de poussière d'étoile, et leur abondance dans les matériaux primitifs du système solaire peut être utilisée pour restreindre la fraction de poussière d'étoile parmi la poussière interstellaire. Ici, nous montrons que la distribution de la taille des silicates présolaires suit celle dérivée par observation pour la poussière interstellaire, au moins dans la plage de diamètre 100-500 nm, que les estimations actuelles de l'abondance des grains présolaires (fractions massiques) sont au moins un facteur 2 trop faibles, et que plusieurs pour cent de la poussière interstellaire dans le nuage interstellaire antérieur à notre système solaire était de la poussière d'étoile, ce qui en fait un ingrédient mineur mais toujours important du matériau de départ à partir duquel notre système solaire s'est formé.

Les silicates présolaires sont le type de grains de poussière d'étoiles le plus abondant dans les matériaux primitifs du système solaire 3 . Contrairement aux grains de poussière d'étoile carbonée, tels que le carbure de silicium ou le graphite, les silicates ne peuvent pas être séparés des météorites par des traitements physiques ou chimiques. Par conséquent, les silicates présolaires sont restés non détectés jusqu'au début de ce siècle, lorsque l'invention de la sonde ionique NanoSIMS, un spectromètre de masse à ions secondaires, a rendu leur découverte 4 possible (voir Méthodes). Une caractéristique clé du NanoSIMS est l'imagerie ionique, une technique qui permet l'enregistrement de cartes d'abondance isotopique dans lesquelles les silicates présolaires (et les oxydes) se distinguent en raison de leurs compositions anormales d'oxygène et d'isotopes. Des centaines de silicates présolaires ont jusqu'à présent été trouvés de cette manière 3 . Les abondances de silicates présolaires varient entre les différents types de météorites et entre ceux-ci et les particules de poussière interplanétaires (IDP), reflétant apparemment différents niveaux d'altération aqueuse et thermique de leurs corps parents. Des abondances de silicate présolaire de plus de 200 ppm (parties par million en poids) ont été déterminées pour la matrice à grain fin de météorites primitives qui ont subi une altération thermique et aqueuse minimale sur leurs corps parents. Des abondances encore plus élevées de silicate présolaire sont trouvées dans les IDP, dont certains peuvent être des échantillons de comètes. Floss et al. 5 ont déduit une abondance de 375 ppm pour les PDI « isotopiquement primitives ». Des abondances en vrac plus élevées d'environ 500 ppm (et jusqu'à 1,5% dans une particule) ont été observées pour un groupe de PDI associées à la comète 26P/Grigg–Skjellerup 6 . Des silicates présolaires ont également été détectés dans la matière de la comète 81P/Wild 2 renvoyée par la mission Stardust 7 de la NASA. Les estimations de l'abondance des silicates présolaires dans la comète Wild 2 comportent de grandes incertitudes en raison de la très petite quantité de matière disponible pour les études en laboratoire, mais les 600 à 800 ppm déduits par Floss et al. 8 et les 1 100 ppm (ou 180 à 3 500 ppm compte tenu de l'incertitude de 1σ) déduits par Leitner et al. 9 sont à peu près compatibles avec les abondances maximales en vrac déterminées pour les IDP. Dans l'ensemble, des études antérieures sur les matériaux primitifs du système solaire ont indiqué une abondance de silicate présolaire d'environ 500 à 1 000 ppm dans la matière à partir de laquelle les corps les plus primitifs du système solaire se sont formés.


Contenu

La composition chimique des nuages ​​interstellaires est déterminée en étudiant le rayonnement électromagnétique ou le rayonnement EM qu'ils émanent, et nous recevons - des ondes radio à la lumière visible, aux rayons gamma sur le spectre électromagnétique - que nous recevons d'eux. De grands radiotélescopes balayent l'intensité dans le ciel de fréquences particulières de rayonnement électromagnétique qui sont caractéristiques du spectre de certaines molécules. Certains nuages ​​interstellaires sont froids et ont tendance à émettre un rayonnement EM de grandes longueurs d'onde. Une carte de l'abondance de ces molécules peut être réalisée, permettant de comprendre la composition variable des nuages. Dans les nuages ​​chauds, il y a souvent des ions de nombreux éléments, dont les spectres peuvent être vus en lumière visible et ultraviolette.

Les radiotélescopes peuvent également balayer les fréquences à partir d'un point de la carte, enregistrant les intensités de chaque type de molécule. Les pics de fréquences signifient qu'une abondance de cette molécule ou de cet atome est présente dans le nuage. La hauteur du pic est proportionnelle au pourcentage relatif qu'il constitue. [2]

Jusqu'à récemment, les taux de réaction dans les nuages ​​interstellaires devaient être très lents, avec des produits minimes étant produits en raison de la faible température et de la densité des nuages. Cependant, des molécules organiques ont été observées dans les spectres que les scientifiques ne se seraient pas attendus à trouver dans ces conditions, comme le formaldéhyde, le méthanol et l'alcool vinylique. Les réactions nécessaires pour créer de telles substances ne sont familières aux scientifiques qu'aux températures et pressions beaucoup plus élevées des laboratoires terrestres et terrestres. Le fait qu'ils aient été trouvés indique que ces réactions chimiques dans les nuages ​​interstellaires ont lieu plus rapidement qu'on ne le pense, probablement dans des réactions en phase gazeuse peu familières à la chimie organique telle qu'elle est observée sur Terre. [3] Ces réactions sont étudiées dans l'expérience CRESU.

Les nuages ​​interstellaires fournissent également un milieu pour étudier la présence et les proportions de métaux dans l'espace. La présence et les proportions de ces éléments peuvent aider à développer des théories sur les moyens de leur production, en particulier lorsque leurs proportions sont incompatibles avec celles attendues des étoiles à la suite de la fusion et suggèrent ainsi des moyens alternatifs, tels que la spallation des rayons cosmiques. [4]

Ces nuages ​​interstellaires possèdent une vitesse supérieure à celle qui peut être expliquée par la rotation de la Voie lactée. [5] Par définition, ces nuages ​​doivent avoir un vlsr supérieure à 90 km s −1 , où vlsr est la vitesse de repos standard locale. Ils sont détectés principalement dans la raie de 21 cm de l'hydrogène neutre [6] et contiennent généralement une proportion d'éléments lourds inférieure à la normale pour les nuages ​​interstellaires de la Voie lactée.

Les théories destinées à expliquer ces nuages ​​inhabituels incluent des matériaux laissés par la formation de la galaxie, ou de la matière déplacée par les marées et éloignée d'autres galaxies ou membres du groupe local. Un exemple de ce dernier est le Magellanic Stream. Pour préciser l'origine de ces nuages, une meilleure compréhension de leurs distances et de leur métallicité est nécessaire.

Les nuages ​​à grande vitesse sont identifiés par un préfixe HVC, comme avec HVC 127-41-330.


Serions-nous dans une nébuleuse ?

Quelle est la densité de la poussière et des trucs dans une nébuleuse typique ? Je ris quand Hollywood montre les nébuleuses comme des nuages ​​épais et denses dans lesquels (par exemple) un vaisseau spatial pourrait se cacher – parfois elles représentent même des tourbillons et des sillages spectaculaires s'enroulant autour de vaisseaux spatiaux rapides alors qu'ils volent à travers ces nuages. Je sais que de loin une nébuleuse comme M42 semble épaisse et enfumée, mais de près ou même de l'intérieur, elle semble probablement beaucoup moins opaque. Je me demande s'il serait possible que notre propre Soleil/système soit dans une nébuleuse et que nous ne le réalisions même pas parce que la matière est trop étalée. Est-il possible que depuis une autre étoile lointaine, notre Soleil semble être couronné de poussière et de gaz ? Et en corollaire, est-il possible que nos observations de l'espace depuis/près de la Terre soient effectuées par un tel nuage ?

#2 Migwan

À peu près entouré par une nébuleuse tout l'hiver ici dans le Michigan, sauf quand l'un de ces vaisseaux spatiaux est passé assez près.

#3 photoracer18

La densité de matière dans l'espace local ne suffit pas à constituer une nébuleuse. Indépendamment de toute autre chose, la nébuleuse absorberait certaines longueurs d'onde et nous ne le voyons pas localement.

Édité par photoracer18, le 06 mars 2018 - 15:36.

#4 barbarosa

Je me demande s'il serait possible que notre propre Soleil/système soit dans une nébuleuse et que nous ne le réalisions même pas parce que la matière est trop étalée. Est-il possible que depuis une autre étoile lointaine, notre Soleil semble être couronné de poussière et de gaz ? Et en corollaire, est-il possible que nos observations de l'espace depuis/près de la Terre soient effectuées par un tel nuage ?

Grande question. Que diriez-vous de oui et non.

Non, si l'on entend par nébuleuse une région de l'espace interstellaire avec une densité supérieure à la moyenne (nombre de particules par cube) détectable en raison de l'ionisation, de la réflexion ou de l'absorption de la lumière des étoiles. Je parie que nous saurions si le soleil était à l'intérieur d'une nébuleuse.

Mais oui si vous incluez l'héliosphère, car je crois que c'est détectable dans d'autres étoiles et au sens général c'est une nébuleuse.

#5

Par définition, nous ne pourrions pas être dans une nébuleuse. D'après la formation de nébuleuses, cela ne pouvait pas arriver. Nous ne sommes pas dans une zone de formation d'étoiles, de mort d'étoiles ou d'ionisation lourde.

De retour à votre point initial, je ricane aussi des représentations cinématographiques de l'espace. Je suppose que ce serait ennuyeux s'ils le montraient réellement tel qu'il était.

Mon préféré est la galaxie (en gros plan) vue par Luke et Leia à la fin de L'Empire contre-attaque.

#6 TOMDEY

Eh bien, tout est relatif, donc cela dépend entièrement de la sémantique : le gaz et la poussière ambiants extérieurs entourant notre système solaire sont BEAUCOUP plus rares que ceux dus au système solaire lui-même. MAIS BEAUCOUP plus dense que le

entre les galaxies, ce qui est BEAUCOUP plus dense que les "vides presque vides" entre les amas de galaxies. Hmmm. Un peu me rappelle l'argument on-again/off-again/on-aga parmi

sur s'ils permettront à Pluton d'être appelé une planète. OU PAS! J'ai le sentiment que Pluton s'en moque ou rétorque : "Qui êtes-vous pour me dire ce que je peux être ?!" À M

#7 éinarine

Il suffit de lire à ce sujet et selon l'article, nous nous trouvons dans un nuage de poussière surnommé "Local Fluff".

Il fait 30 ly de diamètre et on estime que nous sortirons du nuage dans 10 000 ans.

#8

Eh bien, tout est relatif, donc cela dépend entièrement de la sémantique : le gaz et la poussière ambiants extérieurs entourant notre système solaire sont BEAUCOUP plus rares que ceux dus au système solaire lui-même. MAIS BEAUCOUP plus dense que le

entre les galaxies, ce qui est BEAUCOUP plus dense que les "vides presque vides" entre les amas de galaxies. Hmmm. Un peu me rappelle l'argument on-again/off-again/on-aga parmi

sur s'ils permettront à Pluton d'être appelé une planète. OU PAS! J'ai le sentiment que Pluton s'en moque ou rétorque : "Qui êtes-vous pour me dire ce que je peux être ?!" À M

La sémantique n'est pas la même chose qu'une définition. Une nébuleuse a une définition scientifique - et une liste de ce qui est et de ce qui n'est pas une nébuleuse. Le système solaire n'est pas dans une nébuleuse - il peut être dans une variété de formes de nuage de poussière et/ou de gaz.

#9 GlennLeDrew

En fait, les preuves indiquent que nous résidons à l'intérieur d'une cavité chaude de densité inférieure à la moyenne appelée la bulle locale.

La densité du gaz interstellaire (IS) a tendance à évoluer en sens inverse de la température, de froid et dense à chaud et raréfié. La plage de température est d'environ 6 ordres de grandeur (un facteur d'un million), de même que la densité.

Si nous résidions dans ce que nous considérions comme une nébuleuse raisonnablement brillante, nous verrions clairement sa lumière nous entourer. A partir du centre d'une source de lumière diffuse distribuée de manière relativement uniforme, les lignes de visée vers l'extérieur auraient la moitié de la luminosité de la surface vue de l'extérieur et en regardant vers/à travers le centre. C'est seulement 0,75 magnitude plus faible, une différence pas grande.

Les représentations des nébuleuses au cinéma et à la télévision sont souvent ridicules, principalement en ce qui concerne la taille. Il a été clair à certains moments que des nuages ​​ont été représentés qui sont beaucoup plus petits que notre système planétaire, dans certains cas plus petits que l'orbite de Mercure. Et l'échelle minuscule des structures - jusqu'à la taille d'un vaisseau spatial (!) - est ridicule.

Le film exagérant de luminosité je peux pardonner au spectateur a de voir quelque chose. Mais il convient de souligner que même avec votre nez contre une nébuleuse (ou tout autre objet), sa luminosité de surface ne sera pas différente de celle vue de très loin. En faisant abstraction de toute extinction par des éléments intermédiaires, la luminosité de la surface est invariante avec la distance. Ainsi, une nébuleuse proche ne sera pas plus brillante par unité de surface angulaire et donc pas plus colorée que lorsqu'elle est vue de loin, y compris avec un télescope.

#10

La densité de matière dans l'espace local ne suffit pas à constituer une nébuleuse. Indépendamment de toute autre chose, la nébuleuse absorberait certaines longueurs d'onde et nous ne le voyons pas localement.

Donc. Revenons à ma question initiale. Qu'est-ce qui EST assez dense pour constituer une nébuleuse ? Quelle est la limite qui définit ce qui est/n'est pas une nébuleuse ? Et l'absorption ne nécessiterait-elle pas qu'une particule croise notre ligne de mire vers une source lumineuse ? Nous voyons certainement des spectres d'absorption lorsque nous regardons des étoiles et des exoplanètes lointaines - comment savons-nous que l'absorption provient de la cible d'observation prévue et non d'une particule intermédiaire ?

#11 stubeeef

Si vous êtes entouré de matière noire, êtes-vous masqué ?

#12 Migwan


Si nous résidions dans ce que nous considérions comme une nébuleuse raisonnablement brillante, nous verrions clairement sa lumière nous entourer. A partir du centre d'une source de lumière diffuse distribuée de manière relativement uniforme, les lignes de visée vers l'extérieur auraient la moitié de la luminosité de la surface vue de l'extérieur et en regardant vers/à travers le centre. C'est seulement 0,75 magnitude plus faible, une différence pas grande.

Ainsi pouvons-nous garder nos télescopes et ne pas trop nous soucier de la pollution lumineuse ajoutée ? Supposons que nous puissions les garder pointés dans l'ombre de la terre, par rapport au soleil.

#13 Migwan

Si vous êtes entouré de matière noire, êtes-vous masqué ?

#14 llanité

Selon cet article, la densité électronique (qui devrait représenter assez fidèlement la densité de l'hydrogène gazeux) de la nébuleuse d'Orion varie de 2,6x10^2 à 1,8x10^4 électrons/cm^3.

La densité atomique à l'intérieur de notre nuage interstellaire local est évaluée à 0,3 x 10^0 atomes/cm^3. Et c'est moins dense que la moyenne pour le milieu interstellaire de notre galaxie.

Alors non, peu importe comment vous voulez le définir, le système solaire ne réside pas dans une nébuleuse. Le contraire, en fait. Une nébuleuse, ou un nuage de gaz/poussière, aurait des centaines à des dizaines de milliers de fois plus de matière par volume que notre voisinage solaire local.,

#15 GlennLeDrew

Et les nébuleuses en émission ont nécessairement une densité assez faible, car elles sont chaudes à environ 10 000 K. Un noyau de nuage moléculaire glacial à 10K est environ 1 000 fois plus dense, c'est pourquoi leur teneur en poussière équivaut à un extincteur si important que nous considérons comme des nuages ​​sombres discrets. Les bulles chaudes d'un million de degrés de gaz coronal soufflées par les supernovae sont 100 fois moins denses que les nébuleuses à émission.

Nous résidons dans une ancienne bulle de gaz coronaire chaud en partie mélangé à des plaques de matière chaude. Toute nébulosité que nous voyons est distante d'au moins quelques centaines d'années et est impliquée dans des structures de densité plus élevée que celles trouvées dans nos environs immédiats.

#16 Dave Mitsky

Le nuage interstellaire local :

#17 Monsieur T

Et les nébuleuses en émission ont nécessairement une densité assez faible, car elles sont chaudes à environ 10 000 K. Un noyau de nuage moléculaire glacial à 10K est environ 1 000 fois plus dense, c'est pourquoi leur teneur en poussière équivaut à un extincteur si important que nous considérons comme des nuages ​​sombres discrets. Les bulles chaudes d'un million de degrés de gaz coronal soufflées par les supernovae sont 100 fois moins denses que les nébuleuses à émission.

Nous résidons dans une ancienne bulle de gaz coronaire chaud en partie mélangé à des plaques de matière chaude. Toute nébulosité que nous voyons est distante d'au moins quelques centaines d'années et est impliquée dans des structures de densité plus élevée que celles trouvées dans nos environs immédiats.

Question secondaire : dans la célèbre photo à points bleu pâle de V-ger, la terre est dans une structure en forme de bande rouge.

S'agit-il simplement de la collecte de poussière et d'astéroïdes du système solaire local, etc.?

#18 GlennLeDrew

Et les nébuleuses en émission ont nécessairement une densité assez faible, car elles sont chaudes à environ 10 000 K. Un noyau de nuage moléculaire glacial à 10K est environ 1 000 fois plus dense, c'est pourquoi leur teneur en poussière équivaut à un extincteur si important que nous considérons comme des nuages ​​sombres discrets. Les bulles chaudes d'un million de degrés de gaz coronal soufflées par les supernovae sont 100 fois moins denses que les nébuleuses à émission.

Nous résidons dans une ancienne bulle de gaz coronaire chaud en partie mélangé à des plaques de matière chaude. Toute nébulosité que nous voyons est distante d'au moins quelques centaines d'années et est impliquée dans des structures de densité plus élevée que celles trouvées dans nos environs immédiats.

Question secondaire : dans la célèbre photo à points bleu pâle de V-ger, la terre est dans une structure en forme de bande rouge.

S'agit-il simplement de la collecte de poussière et d'astéroïdes du système solaire local, etc.?

Je pense que ces bandes linéaires sont des reflets instrumentaux du Soleil.

#19

"La structure de couleur pâle dans les deux cadres planétaires résulte de la lumière du soleil dispersée dans l'optique."

#20 RJE

Eh bien, cela dépend de la façon dont vous définissez le mot nébuleuse. Avant que le terme galaxie ne devienne un usage standard,

le terme nébuleuses (pluriel) a été utilisé pour désigner des objets qui sont maintenant appelés galaxies. Il y avait les

les nébuleuses spirales et elliptiques, ainsi que les nébuleuses diffuses (à émission) et les nébuleuses planétaires.

Même après que Hubble ait montré de manière concluante que les nébuleuses spirales étaient bien des galaxies, il a continué

pour utiliser l'ancien terme, en nommant même son livre Le royaume des nébuleuses.

Hubble a commenté "Le terme nébuleuses offre aux valeurs de la tradition le terme galaxies, le glamour de la romance."

Le terme galaxie n'est entré dans l'usage universel que dans les années 1950. Dans l'observation de l'après-guerre

guider Nouveau Manuel des Cieux, un chapitre commence "Nous vivons à l'intérieur d'une triple nébuleuse"

c'est-à-dire la Voie Lactée et les 2 Nuages ​​de Magellan.

Nous étions donc autrefois dans une nébuleuse, mais maintenant nous ne le sommes plus, car le sens du mot a changé.

Édité par EJN, 09 mars 2018 - 22:37.

#21 Klitwo

Le soleil et le système solaire sont actuellement dans le nuage interstellaire local. Though this isn't a nebular it is a region of hot gasses with an average temperature of 6,700C. This doesn't mean we a going to get fried, the specific heat of the cloud is extremely low. The solar system, it is believed, entered this region about 40,000 years ago and will remain in it for another 20,000 years. It's density is about 300 atoms per cubic meter about 2/3 the average density of the Milky Way. For comparison, at the International Space Station orbit there are over 50X10^12 atoms per cubic mater. >

#22 gavinm

Various publications list the atom density, the particle density and the electron density (of the local cloud). All generally agreed values are between 0.1 and 0.3 particles per cubic centimetre. This is between 100,000 and 300,000 particles per cubic metre (not 300) or between 1,000-100,000th the density of most nebulae.

#23 gavinm

Edited by gavinm, 14 March 2018 - 07:35 PM.

#24 gavinm

or I could have taken the quick route and referenced Wikipedia

EDIT: ..and I was actually just correcting the conversion from cubic centimetres to cubic metres from your quote - not the actual value or content.

Edited by gavinm, 14 March 2018 - 09:34 PM.

#25 llanitedave

With all due respects. like every good scientist you should cite the so-called various publications that you're referring too in your posts inorder for the interested readers to absorb the material if they choose too for future reference and discussion purposes. otherwise, it's just considered "talk".

Cheers.

Klitwo

With all due respect, an open-ended request like this could result in literally hundreds of citations. A cursory search of the internet will reveal that gavinm is correct. It's an issue I've discovered previously for myself.

The good news is that the different methods of reference are all roughly equivalent. Electron density is a proxy for hydrogen atom density, since each hydrogen atom has one electron, and hydrogen makes up the vast majority of all atomic particles. Using electron density, though, you don't have to specify whether or not the atoms are ionized.

Atomic density is approximately the same thing, except it's minorly affected by the fact that some small number of items are other than hydrogen. For the estimation purposes we're using in this discussion, it makes no practical difference.

Particle density or molecular density includes anything not bound to another entity. It can include single atoms, protons, electrons, hydrogen molecules, organic molecules, ices, or dust. The total numbers will be somewhat lower than the atomic density values, simply because it counts aggregates rather than individual atoms. It's most useful in molecular clouds where few atoms are ionized, and you can't always identify the chemical identity of each ingredient in a dust cloud. Again, for the current purposes, it is a similar enough number to the others so that it doesn't make any difference to our conclusions.

So there's no need for people to waste a lot of personal time deferring to internet demands for precision and authority here. Either the information given is sufficiently credible for the purpose at hand, or it's not. Nobody's getting paid to do the research here.


2 réponses 2

Probably nothing at all as a "dense" cloud of matter in space is still not nearly as dense as planetary atmospheres surrounding an earth like planet. Those pretty pictures of nebulas that you see are spanning areas of multiple stars, each likely to have some planetary orbits. In fact, any video game in which space is colored in some way to show it's in a nebula is not realistic. You would see the same black field of space if you were looking out from a nebula as you would see looking into it. In fact, the NASA photos you see with pretty colors are artificially colored to represent differing parts of the non-visible light spectrum and the general areas of concentration of a particular chemical or a composite of both renderings of non-visible light and chemical composition. Nebula aren't visible to the human eye unassisted and the visibility that radio or other non-visible spectrum telescopes can see is only because we are looking at a massive area of space from a massive distance away from said area.

Edit: Forgot, by comparison, the Asteroid Belt is the densest area of space that is closest to the Earth and is filled with massive rocks of various land mass sizes. It's also not a hindrance for space ships passing through it, as the gaps between these rocks are typically wider by orders of magnitude when compared to the rock. If you're lost at sea in a life boat, you could find a small island eventually. But you'll find a lot more stretches of ocean surface before shouting Land Hoe! Even in the Pacific, which is the ocean with the densest concentration of islands. It's still got a lot more "not Islands" that you're far more likely to go from the Americas to Asia and never see a single one unless you specifically know where to look.


Radioactive stardust is constantly falling to Earth

Iron-60 has been the focus of many studies over the years. It has a half-life of 2.6 million years, which means it completely decays after 15 million years. This means that any samples left here on Earth must have been deposited from elsewhere – the only other possible source of iron-60 would have been from the Earth’s formation, and any which formed during that time would have already completely decayed by now.

Previously, Wallner had found seabed deposits of iron-60 that he dated back to 2.6 and 6 million years ago, suggesting that stellar debris from supernovae had rained down on the Earth during these times. (Related: Study: Multiple supernovae triggered a mass extinction millions of years ago.)

However, new evidence has been found of this iron-60 stardust falling on our planet more recently – much more recently.

Iron-60 has been found in the Antarctic snow that seems to have fallen to Earth within the last 20 years. Meanwhile, the National Aeronautics and Space Administration’s (NASA) space-based Advanced Composition Explorer has also detected iron-60 in the space around Earth.

Now, Wallner has found even more iron-60. The new evidence comes from five samples of deep-sea sediments from two locations dating back to 33,000 years ago. In addition, the amounts of iron-60 in the samples are pretty consistent over the time period.

Wallner’s new finding, however, raises more questions than it answers.


Is it possible that in the Local Interstellar Cloud there are undetected stars? - Astronomie

MS Windows 7 Ultimate 32-bit SP1
Intel Pentium 4 CPU 3.20GHz, 2,0GB RAM, NVIDIA GeForce GTX 260

It is not impossible, but it is senseless since SE is all about what can be seen.

All forum users, please read this!
My SE mods and addons
Phenom II X6 1090T 3.2 GHz, 16 GB DDR3 RAM, GTX 970 3584 MB VRAM

If it is invisible and you open SE without this mod and don't see it, then how do you know it isn't there already?

Well SE doesn't have the Heliosphere and such, and IMO, shouldn't have. They are pretty much pointless.

Then create a StarBarycenter at Dist 0 and call it Local Interstellar Cloud. Done.

Texture of Local Interstellar Cloud:

Ah bon? Doesn't look pointless to me. In fact, could be an awesome addon to SE.

You would have to create a nebula, but I have no idea if it is possible to do that without rendering one. My guess is that it is not. Otherwise that data cannot be added.

Does SE support transparent textures?

If it does then just make a big transparent blob or mostly transparent that is just faintly visible.

I see. So we are back to the beginning.

Quote (HarbingerDawn)
You would have to create a nebula, but I have no idea if it is possible to do that without rendering one. My guess is that it is not. Otherwise that data cannot be added.

I see. So we are back to the beginning.

Miros, try to contact with Space Engineer for help to create a invisible nebula. LIC needs that to be real. Or search for help in the russian forum.

What would the point of an invisible nebula be anyway?

SpaceEngineer has a point, it's just a slightly dustier area that we just happen to be moving through. I have no idea if that artists impression of the cloud from Sedna is accurate, but then again, it's an artistic impression. Given what SpaceEngineer said, it wouldn't be visible from Sedna either.


Voir la vidéo: Tobie Nathan - Est-il possible de rendre lautre amoureux? (Juillet 2021).