TL; DR: Ca 2150 lysår

Her er kjernen i svaret mitt, for enkelhets skyld:

• De største tåken er HII-områder, skyer av gass ionisert av unge varme stjerner som dannes i dem.
• Vi kan beregne radiusen til en kule som tilsvarer den maksimale avstanden der nøytral hydrogengass kan ioniseres – en proxy for størrelsen på HII-regionen.
• Denne metoden kan tilpasses klynger av stjerner, ikke bare individuelle de.
• Grunnleggende antagelser om massene av molekylære skyer og den stjernedannende effektiviteten viser at den maksimale størrelsen på et HII-område bør være ca 2150 lysår. Dette er et par ganger størrelsen på den største kjente HII-regioner.

I hovedsak kan du ha ekstremt store tåker som det vil ta lang tid å krysse, selv med usedvanlig høye hastigheter.

Store tåker er HII-regioner

Hvis du ser på noen av største nebula som for øyeblikket er kjent , kan du merke at mange av dem, som måler hundrevis av lysår i diameter, er HII-regioner . De er stjernevugger, skyer av hydrogen ionisert av de unge, nydannede stjernene inni dem. Deres utvikling styres av utslipp fra de hotteste massivstjernene som gir den ioniserende strålingen, og vil til slutt spre skyene helt. HII-regioner er gode valg for store tåker ganske enkelt fordi de er ekstremt massive og kan inneholde dusinvis av stjerner.

Mange av de største tåken er HII-regioner:

• Tarantula-tåken
• Carina-tåken
• NGC 604

HII-regioner er ikke alltid sted for stjernefødsel; de kan danne (i mindre skala) rundt Barnards Loop er et kjent eksempel på en stor HII-region som antas å ha dannet seg fra en supernova. Imidlertid er de aller største HII-områdene virkelig disse etterkommerne av molekylære skyer, som inneholder klynger av unge stjerner.

Strömgren-sfærer

En populær modell av en (sfærisk) HII-region er Strömgren sfære . En Strömgren-kule er en sky av gass innebygd i en større sky. Den ytre gassen er nøytral utover en avstand som kalles Strömgren-radiusen; innenfor Strömgren-radiusen ioniserer lyset fra en eller flere stjerner hydrogenet og danner en HII-region. Vi kan beregne Strömgren-radiusen $ R_S $ via en enkel formel: $$ R_S = \ left (\ frac {3} {4 \ pi} \ frac {Q _ *} {\ alpha n ^ 2} \ right) ^ {1 / 3} $$ der $ n $ er elektronantetthet, $ \ alpha $ kalles rekombinasjonskoeffisienten, og $ Q _ * $ er antall fotoner som stjernen sender ut per tidsenhet. Vi kan se en talltetthet på $ n \ sim10 ^ 7 \ text {m} ^ {- 3} $ inne i tåken, og ved temperaturer på $ T \ sim10 ^ 4 \ text {K} $, $ \ alpha (T ) \ approx2.6 \ times10 ^ {- 19} $. Alt som gjenstår er å beregne $ Q _ * $, som kan bli funnet med formelen $$ Q _ * = \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {L _ {\ nu}} {h \ nu} d \ nu $$ hvor vi integrerer Planck-funksjonen, vektet etter frekvens og multiplisert med stjernens overflate, over alle frekvenser større enn $ \ nu_0 = 3.288 \ times10 ^ {15} \ text {Hz} $, den laveste frekvensen som kan fortsatt ionisere hydrogen. $ L _ {\ nu} $ er en funksjon av stjernens effektive temperatur $ T_ {eff} $. Hvis du i stedet vil bruke stjernens masse som parameter, vi vet at $ T \ propto M ^ {4/7} $ fungerer som en tilnærming for mange stjerner (og $ R \ propto M ^ {3/7} $). Jeg har funnet ut at den fungerer dårlig på stjerner med lav masse ($ < 0,3M _ {\ odot} $), men der avviker den bare med en faktor 2, avhengig av ditt valg av proporsjonalitetskonstant.

Her er resultatene mine, og tegner $ R_S $ som en funksjon av $ M $:

Dette indikerer at selv enkle, massive stjerner fremdeles kan produsere HII-regioner opp til 100 lysår i diameter, som er ganske imponerende.

Flere stjerner og klynger

Ovennevnte modell antar at det bare er en stjerne i midten av sfæren. De fleste av de store HII-områdene jeg nevnte ovenfor har flere stjerner – eller til og med hele stjerneklynger. Derfor må vi finne ut hvor stor vår HII-region kan være hvis vi antar at den inneholder en klynge av varme, massive stjerner inni den. Tilpasse en modell av Hunt & Hirashita 2018 , la oss si at klyngen er statisk – ingen stjerner blir født og ingen stjerner dør. Anta i tillegg at klyngen overholder noen innledende massefunksjon $ \ phi (M) $ som beskriver hvor mange stjerner som forventes å ha masser i et gitt område. Vi har nå et mer komplisert uttrykk for $ Q $, det totale antallet ioniserende fotoner som sendes ut: $$ Q = \ int_0 ^ {\ infty} Q _ * (M) \ phi (M) dM $$ hvor vi erkjenner at $ Q_ * $ er en funksjon av stjernemasse. Dette er fremdeles enkelt å beregne for alle klynger på $ N $ stjerner når du velger IMF. Vi kan deretter koble disse verdiene til formelen vår for $ R_S $. Det faktum at $ R_S \ propto Q _ * ^ {1/3} $ betyr at vi trenger et stort antall massive stjerner for å nå diametre på $ \ sim1000 $ lysår, men det er fortsatt ganske mulig.

Resultater for individuelle klynger

Jeg brukte Salpeter IMF og de ovennevnte formlene på en rekke HII-regioner, de fleste inneholdt et stort antall stjerner. Mine (naive) antagelser ga meg faktisk anstendige resultater ( kode her ): $$ \ begin {array} {| c | c | c | c |} \ hline \ text {Name} & \ text {Antall 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-tåke er den største kjente tåken ved 200 parsec (650 ly ) på tvers.

300.000 ganger lysets hastighet, vil dette ta litt under 20 timer å krysse.

Rediger:

Fra en annen kilde , er størrelsen på Tarantula-tåken gitt ved 40 bueminutter ved 179 kly avstand. Jeg beregner det til å være 2080 ly. Jeg antar at det kommer an på hvordan du definerer grensene til tåken. Dette vil ta 60 timer å krysse med den angitte hastigheten.

Kommentarer

• » Jeg antar at det kommer an på hvordan du definerer grensene til tåken. » Månen har atmosfære tettere enn nebler. Med slike ting er grenser veldig viktig definisjon.

Det er vanskelig å si hvor stor den tenkelig kan være siden definisjonen av en «tåke» kan være litt … tåkete? Hver galakse har en veldig løs dis av partikler rundt seg, og i prinsippet det vi kaller en «tåke» er bare en uvanlig tett konglomerering av disse partiklene. Som sådan er det ingen streng øvre grense, men noe tilstrekkelig stort vil til slutt bli forstyrret av nærliggende stjerner eller andre tyngdekilder, noe som får dem til å enten kollapse eller spre seg, så de kan eksistere, men i kortere perioder.

Den største stjernetåken er Tarantula-tåken på rundt tusen lysår på tvers (NGC 604 i Triangulum-galaksen kan være enda større , men dette er en relativt «løs» samling av romstøv). Hvis du skulle reise med 300 000 ganger lyshastighet, ville det ta 44 timer å krysse, så en tåke til og med en åttende som bredt (for eksempel bildet nedenfor av Cygnus-løkken) vil fremdeles ta flere timer, og oppfyller enkelt kriteriene dine.

Kommentarer

• Tarantula-tåken er bare $ \ sim650 $ lysår på tvers, ikke $ 1000 $ .
• Det kommer an på hva beregningen din er for bredde ‘; Jeg forestiller meg at ‘ er noe standardisert mål på lysstyrketetthet (noe som en FWHM på en gaussisk?) Men NASA gir faktisk 1000-tallet, så jeg skal ‘ ikke endre det. Lenke