TL; DR : 약 2150 광년

간단하게하기 위해 내 대답의 요지는 다음과 같습니다.

• 가장 큰 성운은 HII 영역으로, 내부에서 형성되는 젊은 뜨거운 별에 의해 이온화 된 가스 구름입니다.
• 우리는 할 수 있습니다. 중성 수소 가스가 이온화 될 수있는 최대 거리에 해당하는 구의 반경을 계산합니다. 이는 HII 영역의 크기에 대한 대리입니다.
• 이 방법은 개별적인 것이 아니라 별들의 클러스터에 적용 할 수 있습니다.
• 분자 구름의 질량과 별 형성 효율에 대한 기본 가정은 HII 영역의 최대 크기가 약 2150 광년이어야 함을 보여줍니다. 이것은 가장 큰 크기의 두 배입니다. 알려진 HII 영역입니다.

본질적으로, 예, 매우 빠른 속도에서도 통과하는 데 오랜 시간이 걸리는 매우 큰 성운을 가질 수 있습니다.

큰 성운은 HII 지역

현재 알려진 가장 큰 성운 을 보면 지름이 수백 광년 인 많은 성운이 HII 영역 임을 알 수 있습니다. 그것들은 별의 요람, 그 안에 새로 형성된 젊은 별들에 의해 이온화 된 수소 구름입니다. 그들의 진화는 전리 방사선을 제공하고 결국 구름을 완전히 분산시키는 가장 뜨거운 거대한 별의 방출에 의해 좌우됩니다. HII 지역 큰 성운은 “매우 거대하고 수십 개의 별을 포함 할 수 있기 때문에 좋은 선택입니다.

대부분의 가장 큰 성운은 HII 영역입니다.

• The Tarantula Nebula
• 용골 성운
• NGC 604

HII 지역은 항상 별이 탄생하는 곳은 아닙니다. Barnard s Loop는 초신성에서 형성된 것으로 생각되는 거대한 HII 영역의 유명한 예입니다. 그러나 가장 큰 HII 영역은 실제로 어린 별들의 무리를 포함하는 분자 구름의 후손입니다.

Strömgren 구체

(구형) HII 영역의 인기있는 모델은 Strömgren 구체 . Strömgren 구는 더 큰 구름에 묻힌 가스 구름입니다. 외부 가스는 Strömgren 반경이라고 불리는 거리를 넘어 중립적입니다. Strömgren 반경 내에서 하나 이상의 별에서 나오는 빛은 수소를 이온화하여 HII 영역을 형성합니다. 간단한 공식을 통해 Strömgren 반경 $ R_S $를 계산할 수 있습니다. $$ R_S = \ left (\ frac {3} {4 \ pi} \ frac {Q _ *} {\ alpha n ^ 2} \ right) ^ {1 / 3} $$ 여기서 $ n $는 전자 수 밀도, $ \ alpha $는 재결합 계수, $ Q _ * $는 단위 시간당 별이 방출하는 광자의 수입니다. 우리는 성운 내부에서 $ n \ sim10 ^ 7 \ text {m} ^ {-3} $의 수밀도를 볼 수 있으며 $ T \ sim10 ^ 4 \ text {K} $, $ \ alpha (T ) \ approx2.6 \ times10 ^ {-19} $. 남은 것은 $ Q _ * $를 계산하는 것입니다. $$ Q _ * = \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {L _ {\ nu}} {h \ nu} d \ 공식으로 구할 수 있습니다. nu $$ 여기서 우리는 Planck 함수를 통합하고, 주파수로 가중치를 부여하고 별의 표면적을 곱하여 $ \ nu_0 = 3.288 \ times10 ^ {15} \ text {Hz} $보다 큰 모든 주파수에 대해 여전히 수소를 이온화 할 수 있습니다. $ L _ {\ nu} $는 별의 유효 온도 $ T_ {eff} $의 함수입니다. 대신 별의 질량을 매개 변수로 사용하려면 $ T \ propto M ^ {4/7} $이 많은 별의 근사치로 작동한다는 것을 알고 있습니다 (및 $ R \ propto M ^ {3/7} $). 저 질량 ($ < 0.3M _ {\ odot} $) 별에서 제대로 작동하지 않는 것으로 나타났습니다. 그러나 거기에 따라 2 배만 벗어납니다. 비례 상수 선택.

다음은 $ M $의 함수로 $ R_S $를 표시 한 결과입니다.

이것은 하나의 거대한 별조차도 직경이 최대 100 광년 인 HII 영역을 생성 할 수 있음을 나타냅니다. 매우 인상적입니다.

여러 개의 별과 성단

위 모델은 구의 중심에 별이 하나만 있다고 가정합니다. 그러나 위에서 언급 한 대부분의 큰 HII 지역은 여러 개의 별 또는 전체 성단이 있습니다. 따라서 내부에 뜨겁고 무거운 별의 무리가 있다고 가정하면 HII 영역이 얼마나 클 수 있는지 알아 내야합니다. & Hirashita 2018 을 사냥하세요. 성단이 정적이라고 가정 해 보겠습니다. 별이 태어나거나 죽어가는 별도 없습니다. 또한 성단이 주어진 범위에서 질량을 가질 것으로 예상되는 별의 수를 설명하는 일부 초기 질량 함수 $ \ phi (M) $를 따른다고 가정합니다. 이제 방출 된 이온화 광자의 총 수인 $ Q $에 대한 더 복잡한 표현이 있습니다. $$ Q = \ int_0 ^ {\ infty} Q _ * (M) \ phi (M) dM $$ 여기서 $ Q_ * $는 항성 질량의 함수입니다. IMF를 선택하면 $ N $ 별 클러스터에 대해 쉽게 계산할 수 있습니다. 그런 다음이 값을 $ R_S $에 대한 공식에 연결할 수 있습니다. $ R_S \ propto Q _ * ^ {1/3} $라는 사실은 우리가 $ \ sim1000 $ 광년의 지름에 도달하기 위해 많은 수의 거대한 별이 필요하다는 것을 의미하지만 여전히 가능합니다.

개별 성단에 대한 결과

살 피터 IMF와 위의 공식을 대부분의 별이 많이 포함 된 HII 지역에 적용했습니다. 내 (순진한) 가정은 실제로 괜찮은 결과를 얻었습니다 ( 코드 여기 ) : $$ \ begin {array} {| c | c | c | c |} \ hline \ text {Name} & \ text {별 수} & \ text {직경 (광년)} & 2R_S \ text {(광년)} \\\ hline \ text {Tarantula Nebula} & 500000 ^ 1 & 600 & 1257 \\\ hline \ text {Carina Nebula} & 14000 ^ 2 & 460 & 382 \\\ hline \ text {Eagle Nebula} & 8100 & 120

Tarantula 성운 은 200 파섹 (650 ly ) 건너서.

빛의 속도로 건너는 데 20 시간이 채 걸리지 않습니다.

편집 :

다른 출처 에서 타란툴라 성운의 크기는 179 kly에서 40 arcminutes로 제공됩니다. 2080 ly의 거리로 계산합니다. 성운의 경계를 어떻게 정의 하느냐에 따라 달라집니다. 주어진 속도로 횡단하는 데 60 시간이 걸립니다.

댓글

• ” 성운의 경계를 정의하는 방법에 따라 다릅니다. “-정확히 . 달은 성운보다 대기 밀도가 더 큽니다. 그런 점에서 경계는 정의의 문제입니다.

“성운”의 정의가 약간 … 성운 일 수 있기 때문에 상상할 수있는 크기가 얼마나 될 수 있는지 말하기 어렵습니다. 모든 은하는 주변에 매우 느슨한 입자의 연무가 있으며 원칙적으로 우리가 “성운”이라고 부르는 것은이 입자들의 밀도가 비정상적으로 밀집된 것입니다. 따라서 엄격한 상한선은 없지만 충분히 큰 것은 결국 근처의 별이나 다른 중력 원에 의해 방해를 받아 붕괴하거나 흩어지게하여 더 짧은 시간 동안 존재할 수 있습니다.

가장 큰 이름의 성운은 약 천 광년에 걸쳐있는 타란툴라 성운 입니다 (삼각 자리 은하의 NGC 604 더 클 수도 있지만 비교적 “느슨한”우주 먼지 모음입니다. 광속 300,000 배로 여행하는 경우 횡단하는 데 44 시간이 걸리므로 성운은 와이드 (예 : Cygnus 루프 아래 이미지)는 여전히 몇 시간이 걸리므로 기준을 쉽게 충족 할 수 있습니다.

댓글

• 타란툴라 성운은 $ 1000 $가 아니라 $ \ sim650 $ 광년에 불과합니다. .
• 너비 ‘; 광도 밀도에 대한 표준화 된 측정이 ‘ 있다고 생각하지만 (가우시안의 FWHM과 같은 것입니까?) NASA는 실제로 1000 개의 수치를 제공하므로 저는 shan ‘ 변경하지 마십시오. 링크