TL; DR: Aproximadamente 2150 años luz

Aquí está la esencia de mi respuesta, para simplificar:

• Las nebulosas más grandes son las regiones HII, nubes de gas ionizadas por estrellas jóvenes calientes que se forman dentro de ellas.
• Podemos calcular el radio de una esfera correspondiente a la distancia máxima a la que se puede ionizar el gas de hidrógeno neutro, un proxy del tamaño de la región HII.
• Este método se puede adaptar para cúmulos de estrellas, no solo para individuos
• Las suposiciones básicas sobre las masas de las nubes moleculares y la eficiencia de formación de estrellas muestran que el tamaño máximo de una región HII debería ser de unos 2150 años luz. Esto es un par de veces el tamaño de la más grande. regiones HII conocidas.

Esencialmente, sí, puedes tener nebulosas extremadamente grandes que tardarían mucho en cruzar, incluso a velocidades excepcionalmente altas.

Las nebulosas grandes son Regiones HII

Si observa algunas de las nebulosas más grandes conocidas actualmente , es posible que notes que muchas de ellas, que miden cientos de años luz de diámetro, son regiones HII . Son cunas estelares, nubes de hidrógeno ionizadas por las estrellas jóvenes recién formadas en su interior. Su evolución está gobernada por la emisión de las estrellas masivas más calientes que proporcionan la radiación ionizante y eventualmente dispersarán las nubes por completo. Regiones HII son buenas opciones para nebulosas grandes simplemente porque son extremadamente masivas y pueden contener docenas de estrellas.

Muchas de las nebulosas más grandes son regiones HII:

• La Nebulosa Tarántula
• La Nebulosa Carina
• NGC 604

Las regiones HII no son siempre los sitios de nacimiento de estrellas; pueden formarse (a escalas más pequeñas) alrededor estrellas individuales. Barnards Loop es un ejemplo famoso de una gran región HII que se cree que se formó a partir de una supernova. Sin embargo, las regiones HII más grandes son de hecho estos descendientes de nubes moleculares, que contienen cúmulos de estrellas jóvenes.

Esferas Strömgren

Un modelo popular de una región HII (esférica) es el Esfera de Strömgren . Una esfera de Strömgren es una nube de gas incrustada en una nube más grande. El gas externo es neutro más allá de una distancia llamada radio de Strömgren; dentro del radio de Strömgren, la luz de una o más estrellas ioniza el hidrógeno, formando una región HII. Podemos calcular el radio de Strömgren $ R_S $ mediante una fórmula simple: $$ R_S = \ left (\ frac {3} {4 \ pi} \ frac {Q _ *} {\ alpha n ^ 2} \ right) ^ {1 / 3} $$ donde $ n $ es la densidad del número de electrones, $ \ alpha $ se llama coeficiente de recombinación y $ Q _ * $ es el número de fotones emitidos por la estrella por unidad de tiempo. Podríamos ver una densidad numérica de $ n \ sim10 ^ 7 \ text {m} ^ {- 3} $ dentro de la nebulosa, y a temperaturas de $ T \ sim10 ^ 4 \ text {K} $, $ \ alpha (T ) \ approx2.6 \ times10 ^ {- 19} $. Todo lo que queda es calcular $ Q _ * $, que se puede encontrar mediante la fórmula $$ Q _ * = \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {L _ {\ nu}} {h \ nu} d \ nu $$ donde integramos la función de Planck, ponderada por frecuencia y multiplicada por el área de la superficie de la estrella, sobre todas las frecuencias mayores que $ \ nu_0 = 3.288 \ times10 ^ {15} \ text {Hz} $, la frecuencia más baja que todavía puede ionizar hidrógeno. $ L _ {\ nu} $ es una función de la temperatura efectiva de la estrella $ T_ {eff} $. Si, en cambio, desea utilizar la masa de la estrella como parámetro, sabemos que $ T \ propto M ^ {4/7} $ funciona como una aproximación para muchas estrellas (y $ R \ propto M ^ {3/7} $). He descubierto que funciona mal en estrellas de baja masa ($ < 0.3M _ {\ odot} $), pero allí, se desvía solo por un factor de 2, dependiendo de su elección de constante de proporcionalidad.

Estos son mis resultados, trazando $ R_S $ como una función de $ M $:

Esto indica que incluso las estrellas masivas únicas pueden producir regiones HII de hasta 100 años luz de diámetro, que es bastante impresionante.

Múltiples estrellas y cúmulos

El modelo anterior asume que solo hay una estrella en el centro de la esfera. Sin embargo, la mayoría de las grandes regiones HII que mencioné anteriormente tienen múltiples estrellas, o incluso cúmulos de estrellas enteros. Por lo tanto, debemos averiguar qué tan grande puede ser nuestra región HII si asumimos que contiene un cúmulo de estrellas calientes y masivas en su interior. Adaptación de un modelo de Hunt & Hirashita 2018 , digamos que el cúmulo es estático: no nacen estrellas ni mueren. Además, suponga que el cúmulo obedece a alguna función de masa inicial $ \ phi (M) $ que describe cuántas estrellas se espera que tengan masas en un rango determinado. Ahora tenemos una expresión más complicada para $ Q $, el número total de fotones ionizantes emitidos: $$ Q = \ int_0 ^ {\ infty} Q _ * (M) \ phi (M) dM $$ donde reconocemos que $ Q_ * $ es una función de la masa estelar. Esto todavía se puede calcular fácilmente para cualquier grupo de estrellas $ N $, una vez que elija su IMF. Luego podemos insertar estos valores en nuestra fórmula para $ R_S $. El hecho de que $ R_S \ propto Q _ * ^ {1/3} $ significa que necesitamos una gran cantidad de estrellas masivas para alcanzar diámetros de $ \ sim1000 $ años luz, pero aún es bastante posible.

Resultados para conglomerados individuales

Apliqué el Salpeter IMF y las fórmulas anteriores a varias regiones HII, la mayoría con un gran número de estrellas. Mis suposiciones (ingenuas) en realidad me dieron resultados decentes ( código aquí ): $$ \ begin {array} {| c | c | c | c |} \ hline \ text {Name} & \ text {Número de estrellas} & \ text {Diámetro (años luz)} & 2R_S \ text {(años luz)} \\\ hline \ text {Nebulosa de la tarántula} & 500000 ^ 1 & 600 & 1257 \\\ hline \ text {Nebulosa Carina} & 14000 ^ 2 & 460 & 382 \\\ hline \ text {Nebulosa del Águila} & 8100 & 120

La nebulosa Tarántula es la nebulosa más grande conocida con 200 parsecs (650 ly ) al otro lado de.

A 300,000 veces el velocidad de la luz, esto tomaría poco menos de 20 horas para cruzar.

Editar:

De otra fuente , el tamaño de la nebulosa Tarántula se da a 40 minutos de arco a 179 kly distancia. Calculo que tiene 2080 ly de ancho. Supongo que depende de cómo defina los límites de la nebulosa. Esto tomaría 60 horas para cruzar a la velocidad dada.

Comentarios

• » Supongo que depende de cómo defina los límites de la nebulosa. » – exactamente . La luna tiene una atmósfera más densa que las nebulosas. Con tales cosas, las fronteras son una cuestión de definición.

Es difícil decir qué tan grande podría ser concebiblemente ya que la definición de una «nebulosa» puede ser un poco … ¿nebulosa? Cada galaxia tiene una nube de partículas muy suelta a su alrededor y, en principio, lo que llamamos una «nebulosa» es solo un conglomerado inusualmente denso de estas partículas. Como tal, no hay un límite superior estricto, pero cualquier cosa lo suficientemente grande eventualmente será perturbada por estrellas cercanas u otras fuentes de gravedad, haciendo que colapsen o se dispersen; por lo que pueden existir pero por períodos de tiempo más cortos.

La nebulosa con nombre más grande es la nebulosa Tarántula de aproximadamente mil años luz de diámetro (NGC 604 en la galaxia Triángulo podría ser incluso más grande , pero esta es una colección comparativamente «suelta» de polvo espacial). Si viajaras a 300.000 veces la velocidad de la luz, tardarías 44 horas en cruzar, por lo que una nebulosa incluso un octavo de de ancho (como la imagen de abajo del Cygnus Loop) aún tomaría varias horas; cumplir fácilmente con sus criterios.

Comentarios

• La Nebulosa de la Tarántula tiene solo $ \ sim650 $ años luz de ancho, no $ 1000 $ .
• Depende de cuál sea su métrica para ancho ‘; Me imagino que hay ‘ s alguna medida estandarizada de densidad de luminosidad (¿algo así como un FWHM en un gaussiano?) Pero la NASA de hecho da la cifra de 1000ly, así que shan ‘ t cambiarlo. Enlace