TL; DR: Ca. 2150 lysår

Her er kernen i mit svar for enkelhedens skyld:

• De største tåger er HII-områder, skyer af gas ioniseret af unge varme stjerner, der dannes inde i dem.
• Vi kan beregne radius for en kugle svarende til den maksimale afstand, hvor neutral hydrogengas kan ioniseres – en proxy for størrelsen af HII-regionen.
• Denne metode kan tilpasses til klynger af stjerner, ikke kun individuelle dem.
• Grundlæggende antagelser om masserne af molekylære skyer og den stjernedannende effektivitet viser, at den maksimale størrelse af et HII-område skal være ca. 2150 lysår. Dette er et par gange størrelsen på det største kendte HII-regioner.

I det væsentlige kan du have ekstremt store tåger, som det tager lang tid at krydse, selv ved usædvanligt høje hastigheder.

Store tåger er HII-regioner

Hvis du ser på nogle af de største nebula i øjeblikket kendt , bemærker du muligvis, at mange af dem, der måler hundredvis af lysår i diameter, er HII-regioner . De er stjernevugge, skyer af brint ioniseret af de unge, nydannede stjerner indeni dem. Deres udvikling styres af udsendelsen fra de hotteste massive stjerner, der tilvejebringer den ioniserende stråling, og vil til sidst sprede skyerne helt. HII-regioner er gode valg for store tåger simpelthen fordi de “er ekstremt massive og kan indeholde snesevis af stjerner.

Mange af de største tåger er HII-regioner:

• Tarantula-tågen
• Carina-tågen
• NGC 604

HII-regioner er ikke altid steder for stjernefødsel; de kan danne (i mindre skalaer) omkring Barnards Loop er et berømt eksempel på en stor HII-region, der menes at være dannet af en supernova. De aller største HII-regioner er imidlertid disse efterkommere af molekylære skyer, der indeholder klynger af unge stjerner.

Strömgren-kugler

En populær model for en (sfærisk) HII-region er Strömgren sfære . En Strömgren-kugle er en sky af gas indlejret i en større sky. Den eksterne gas er neutral ud over en afstand kaldet Strömgren radius; inden for Strömgrens radius ioniserer lyset fra en eller flere stjerner brintet og danner et HII-område. Vi kan beregne Strömgren-radius $ R_S $ via en simpel formel: $$ R_S = \ left (\ frac {3} {4 \ pi} \ frac {Q _ *} {\ alpha n ^ 2} \ right) ^ {1 / 3} $$ hvor $ n $ er elektronantæthed, $ \ alpha $ kaldes rekombinationskoefficient, og $ Q _ * $ er antallet af fotoner, der udsendes af stjernen pr. Tidsenhed. Vi kan muligvis se en antal tætheder på $ n \ sim10 ^ 7 \ text {m} ^ {- 3} $ inde i tågen og ved temperaturer på $ T \ sim10 ^ 4 \ text {K} $, $ \ alpha (T ) \ approx2.6 \ times10 ^ {- 19} $. Alt der er tilbage er at beregne $ Q _ * $, som kan findes med formlen $$ Q _ * = \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {L _ {\ nu}} {h \ nu} d \ nu $$ hvor vi integrerer Planck-funktionen, vægtet efter frekvens og ganget med stjernens overfladeareal, over alle frekvenser større end $ \ nu_0 = 3.288 \ times10 ^ {15} \ text {Hz} $, den laveste frekvens som kan stadig ionisere brint. $ L _ {\ nu} $ er en funktion af stjernens effektive temperatur $ T_ {eff} $. Hvis du i stedet vil bruge stjernens masse som parameter, vi ved, at $ T \ propto M ^ {4/7} $ fungerer som en tilnærmelse for mange stjerner (og $ R \ propto M ^ {3/7} $). Jeg har fundet ud af, at det fungerer dårligt på stjerner med lav masse ($ < 0.3M _ {\ odot} $), men der afviger det kun med en faktor 2 afhængigt af dit valg af proportionalitetskonstant.

Her er mine resultater, der tegner $ R_S $ som en funktion af $ M $:

Dette indikerer, at selv enkeltstående, massive stjerner stadig kan producere HII-regioner op til 100 lysår i diameter, som er ganske imponerende.

Flere stjerner og klynger

Ovenstående model antager, at der kun er en stjerne i midten af sfæren. Imidlertid er de fleste af de store HII-regioner, jeg nævnte ovenfor har flere stjerner – eller endda hele stjerneklynger. Derfor er vi nødt til at finde ud af, hvor stor vores HII-region kan være, hvis vi antager, at den indeholder en klynge af varme, massive stjerner inde i den. Tilpasning af en model af Hunt & Hirashita 2018 , lad os sige, at klyngen er statisk – ingen stjerner fødes, og ingen stjerner dør. Antag desuden, at klyngen adlyder nogle indledende massefunktion $ \ phi (M) $, der beskriver, hvor mange stjerner der forventes at have masser i et givet interval. Vi har nu et mere kompliceret udtryk for $ Q $, det samlede antal udsendte ioniserende fotoner: $$ Q = \ int_0 ^ {\ infty} Q _ * (M) \ phi (M) dM $$ hvor vi anerkender, at $ Q_ * $ er en funktion af stjernemasse. Dette kan stadig let beregnes for enhver klynge på $ N $ stjerner, når du først har valgt din IMF. Vi kan derefter tilslutte disse værdier til vores formel for $ R_S $. Det faktum, at $ R_S \ propto Q _ * ^ {1/3} $ betyder, at vi har brug for et stort antal massive stjerner for at nå diametre på $ \ sim1000 $ lysår, men det er stadig ret muligt.

Resultater for individuelle klynger

Jeg anvendte Salpeter IMF og de ovennævnte formler på et antal HII-regioner, hvor de fleste indeholdt et stort antal stjerner. Mine (naive) antagelser gav mig faktisk anstændige resultater ( kode her ): $$ \ begin {array} {| c | c | c | c |} \ hline \ text {Name} & \ text {Antal stjerner} & \ text {Diameter (lysår)} & 2R_S \ text {(lysår)} \\\ hline \ text {Tarantula Nebula} & 500000 ^ 1 & 600 & 1257 \\\ hline \ text {Carina Nebula} & 14000 ^ 2 & 460 & 382 \\\ hline \ text {Eagle Nebula} & 8100 & 120

Tarantula-tåge er den største kendte tåge ved 200 parsec (650 ly ) et kors.

300.000 gange lysets hastighed, ville det tage lidt under 20 timer at krydse.

Rediger:

Fra en anden kilde , er Tarantula-tågen størrelse angivet ved 40 bueminutter ved 179 kly afstand. Jeg beregner det til at være 2080 ly på tværs. Jeg formoder, det afhænger af, hvordan du definerer grænserne for tågen. Det vil tage 60 timer at krydse ved den givne hastighed.

Kommentarer

• ” Jeg formoder, det afhænger af, hvordan du definerer grænserne for tågen. ” Månen har atmosfære tættere end stjernetåger. Med sådanne ting er grænser meget spørgsmål om definition.

Det er svært at sige, hvor stor det tænkeligt kan være, da definitionen af en “tåge” kan være lidt … tåget? Enhver galakse har en meget løs tåge af partikler omkring sig, og i princippet er det, vi kalder en “tåge”, bare en usædvanlig tæt sammensætning af disse partikler. Som sådan er der ingen streng øvre grænse, men alt, der er tilstrækkeligt stort, vil i sidste ende blive forstyrret af nærliggende stjerner eller andre tyngdekilder, hvilket får dem til enten at kollapse eller sprede sig, så de kan eksistere men i kortere perioder.

Den største navngivne tåge er Tarantula-tågen på omkring tusind lysår på tværs (NGC 604 i Triangulum-galaksen kan være endnu større , men dette er en forholdsvis “løs” samling af rumstøv). Hvis du rejste med 300.000 gange lyshastighed, ville det tage 44 timer at krydse, så en tåge endda en ottendedel som bredt (som billedet nedenfor af Cygnus-sløjfen) vil stadig tage flere timer, hvilket let opfylder dine kriterier.

Kommentarer

• Tarantula-tågen er kun $ \ sim650 $ lysår på tværs, ikke $ 1000 $ .
• Det afhænger af, hvad din metric er for bredde ‘; Jeg forestiller mig, at der ‘ er et standardiseret mål for lysstyrke (noget som en FWHM på en gaussisk?) Men NASA giver faktisk 1000-tallet, så jeg skifter ‘ t ændre det. Link