TL; DR：約2150光年

簡単にするために、私の答えの要点は次のとおりです。

• 最大の星雲はHII領域であり、その内部に形成される若い熱い星によってイオン化されたガスの雲です。
• 中性水素ガスをイオン化できる最大距離に対応する球の半径を計算します。これは、HII領域のサイズの代用です。
• この方法は、個々の星だけでなく、星団にも適用できます。
• 分子雲の質量と星形成効率に関する基本的な仮定は、HII領域の最大サイズが約2150光年であることを示しています。これは最大サイズの数倍です。既知のHII領域。

基本的に、はい、非常に大きな星雲があり、非常に高速であっても、通過するのに長い時間がかかる可能性があります。

大きな星雲はHII領域

を見ると、現在知られている最大の星雲ですが、直径が数百光年の星雲の多くが HII領域であることに気付くかもしれません。それらは恒星の揺りかごであり、その中の若い新しく形成された星によってイオン化された水素の雲です。それらの進化は、電離放射線を提供する最も熱い巨大な星からの放出によって支配され、最終的に雲を完全に分散させます。HII領域大きな星雲は「非常に大きく、数十個の星が含まれている可能性がある」という理由だけで、大きな星雲に適しています。

最大の星雲の多くはHII領域です：

• タランチュラ星雲
• カリーナ星雲
• NGC 604

HII領域は、必ずしも星の誕生の場所であるとは限りません。それらは（小規模で）周囲に形成される可能性があります。単一の星。バーナードのループは、超新星から形成されたと考えられている大きなHII領域の有名な例です。ただし、非常に最大のHII領域は、実際にはこれらの分子雲の子孫であり、若い星のクラスターが含まれています。

ストレームグレン球

（球形の）HII領域の一般的なモデルはStrömgrensphere。ストレームグレン球は、より大きな雲に埋め込まれたガスの雲です。外部ガスは、Strömgren半径と呼ばれる距離を超えて中性です。ストレームグレン球の半径内では、1つまたは複数の星からの光が水素をイオン化し、HII領域を形成します。ストレームグレン半径$ R_S $は、次の簡単な式で計算できます。$$ R_S = \ left（\ frac {3} {4 \ pi} \ frac {Q _ *} {\ alpha n ^ 2} \ right）^ {1 / 3} $$ここで、$ n $は電子数密度、$ \ alpha $は再結合係数、$ Q _ * $は単位時間あたりに星から放出される光子の数です。星雲の内部で、$ T \ sim10 ^ 4 \ text {K} $、$ \ alpha（T）の温度で、$ n \ sim10 ^ 7 \ text {m} ^ {-3} $の数密度が見られる場合があります。 ）\ upperx2.6 \ times10 ^ {-19} $。残っているのは$ Q _ * $を計算することだけです。これは、式$$ Q _ * = \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {L _ {\ nu}} {h \ nu} d \で見つけることができます。 nu $$ここで、周波数で重み付けされ、星の表面積で乗算されたプランク関数を、$ \ nu_0 = 3.288 \ times10 ^ {15} \ text {Hz} $よりも大きいすべての周波数で統合します。まだ水素をイオン化することができます。 $ L _ {\ nu} $は、星の有効温度$ T_ {eff} $の関数です。代わりに、星の質量をパラメーターとして使用する場合は、 $ T \ propto M ^ {4/7} $が多くの星の近似値として機能することはわかっています（および$ R \ propto M ^ {3/7} $）。低質量（$ < 0.3M _ {\ odot} $）の星ではうまく機能しないことがわかりましたが、そこでは2倍しかずれていません。比例定数の選択。

これが私の結果です。$ R_S $を$ M $の関数としてプロットしています。

これは、単一の巨大な星でさえ、直径100光年までのHII領域を生成できることを示しています。非常に印象的です。

複数の星とクラスター

上記のモデルは、球の中心に星が1つしかないことを前提としています。ただし、前述の大きなHII領域のほとんどは複数の星、または星のクラスター全体が存在するため、HII領域の中に高温で巨大な星のクラスターが含まれていると仮定した場合、HII領域がどれだけ大きくなるかを把握する必要があります。ハント& Hirashita 2018 、クラスターが静的であるとしましょう。星は生まれておらず、星は死んでいません。さらに、クラスターが、特定の範囲内の質量を持つと予想される星の数を表す初期質量関数 $ \ phi（M）$に従っていると仮定します。これで、放出された電離光子の総数である$ Q $のより複雑な式が得られました：$$ Q = \ int_0 ^ {\ infty} Q _ *（M）\ phi（M）dM $$ここで、$ Q_ * $は恒星の質量の関数です。これは、IMFを選択した後でも、$ N $の星のクラスターに対して簡単に計算できます。次に、この値を$ R_S $の式に代入できます。 $ R_S \ propto Q _ * ^ {1/3} $という事実は、$ \ sim1000 $光年の直径に到達するために多数の巨大な星が必要であることを意味しますが、それでもかなり可能です。

個々のクラスターの結果

Salpeter IMFと上記の式を、多くの星を含む多くのHII領域に適用しました。私の（素朴な）仮定は、実際にまともな結果をもたらしました（ここにコード）：$$ \ begin {array} {| c | c | c | c |} \ hline \ text {Name} & \ text {星の数} & \ text {直径（光年）} & 2R_S \ text {（光年）} \\\ hline \ text {Tarantula Nebula} & 500000 ^ 1 & 600 & 1257 \\\ hline \ text {Carina Nebula} & 14000 ^ 2 & 460 & 382 \\\ hline \ text {Eagle Nebula} & 8100 & 120

タランチュラ星雲は、200パーセク（650 ly）で最大の既知の星雲です。 ）全体。

300,000倍で光の速度、これは交差するのに20時間弱かかります。

編集：

別のソースから、タランチュラ星雲のサイズは179klyで40分角で示されています。距離。2080lyであると計算します。星雲の境界をどのように定義するかによると思います。これは、指定された速度で交差するのに60時間かかります。

コメント

• “星雲の境界をどのように定義するかによると思います。”-正確に。月は星雲よりも密度の高い大気を持っています。そのようなものでは、境界線は非常に定義の問題です。

「星雲」の定義が少し…曖昧になる可能性があるので、それがどれほど大きくなる可能性があるかを言うのは難しいですか？すべての銀河の周りには非常に緩い粒子のかすみがあり、原則として「星雲」と呼ばれるものは、これらの粒子の異常に密集した集合体です。そのため、厳密な上限はありませんが、十分に大きいものは、最終的に近くの星や他の重力源によって乱され、崩壊または分散する原因になります。したがって、それらは存在する可能性がありますが、より短い期間です。

最大の名前付き星雲はタランチュラ星雲で、直径は約1,000光年です（さんかく座銀河のNGC 604 さらに大きくなる可能性がありますが、これは比較的「ゆるい」宇宙塵の集まりです。光年の30万倍の速度で移動している場合、通過するのに44時間かかるため、星雲は8分の1になります。ワイド（下のシグナスループの画像など）はまだ数時間かかります。基準を簡単に満たすことができます。

コメント

• タランチュラ星雲は、光年全体で$ \ sim650 $であり、$ 1000 $ではありません。 。
• width ‘; ‘いくつかの標準化された光度密度の測定値（ガウスのFWHMのようなもの？）があると想像しますが、NASAは確かに1000の数値を与えるので、私は’変更しないでください。 リンク