TL; DR: Aproximativ 2150 ani-lumină

Iată esența răspunsului meu, pentru simplitate:

• Cele mai mari nebuloase sunt regiunile HII, nori de gaz ionizați de stele fierbinți tinere care se formează în interiorul lor.
• Putem calculați raza unei sfere corespunzătoare distanței maxime la care hidrogenul gazos neutru poate fi ionizat – un proxy pentru dimensiunea regiunii HII.
• Această metodă poate fi adaptată pentru grupuri de stele, nu doar individuale unele.
• Ipotezele de bază despre masele norilor moleculari și eficiența formării stelelor arată că dimensiunea maximă a unei regiuni HII ar trebui să fie de aproximativ 2150 de ani lumină. Aceasta este de câteva ori dimensiunea celei mai mari regiuni HII cunoscute.

În esență, da, puteți avea nebuloase extrem de mari, care ar dura mult timp, chiar și la viteze excepțional de mari.

Nebuloasele mari sunt Regiuni HII

Dacă vă uitați la unele dintre cele mai mari nebuloase cunoscute în prezent , s-ar putea să observați că multe dintre ele, având un diametru de sute de ani-lumină, sunt regiuni HII . Sunt „leagăne stelare, nori de hidrogen ionizați de stelele tinere, nou-formate din interiorul lor. Evoluția lor este guvernată de emisia de la cele mai fierbinți stele masive care furnizează radiația ionizantă și vor dispersa în cele din urmă norii în întregime. sunt alegeri bune pentru nebuloasele mari pur și simplu pentru că „sunt extrem de masive și pot conține zeci de stele.

Multe dintre cele mai mari nebuloase sunt regiuni HII:

• Nebuloasa Tarantula
• Nebuloasa Carina
• NGC 604

Regiunile HII nu sunt întotdeauna locurile de naștere a stelelor; se pot forma (la scări mai mici) în jurul stele singure. Bucla lui Barnard este un exemplu celebru al unei mari regiuni HII despre care se crede că s-a format dintr-o supernovă. Cu toate acestea, cele mai mari regiuni HII sunt într-adevăr acești descendenți de nori moleculari, care conțin grupuri de stele tinere.

Sferele Strömgren

Un model popular al unei regiuni (sferice) HII este Sfera Strömgren . O sferă Strömgren este un nor de gaz încorporat într-un nor mai mare. Gazul extern este neutru dincolo de o distanță numită raza Strömgren; în raza Strömgren, lumina de la una sau mai multe stele ionizează hidrogenul, formând o regiune HII. Putem calcula raza Strömgren $ R_S $ printr-o formulă simplă: $$ R_S = \ left (\ frac {3} {4 \ pi} \ frac {Q _ *} {\ alpha n ^ 2} \ right) ^ {1 / 3} $$ unde $ n $ este densitatea numărului de electroni, $ \ alpha $ se numește coeficient de recombinare și $ Q _ * $ este numărul de fotoni emiși de stea pe unitate de timp. S-ar putea să vedem o densitate numerică de $ n \ sim10 ^ 7 \ text {m} ^ {- 3} $ în interiorul nebuloasei, și la temperaturi de $ T \ sim10 ^ 4 \ text {K} $, $ \ alpha (T ) \ approx2,6 \ times10 ^ {- 19} $. Tot ce rămâne este să calculați $ Q _ * $, care poate fi găsit prin formula $$ Q _ * = \ int _ {\ nu_0} ^ {\ infty} \ frac {L _ {\ nu}} {h \ nu} d \ nu $$ unde integrăm funcția Planck, ponderată cu frecvența și înmulțită cu suprafața stelei, pe toate frecvențele mai mari de $ \ nu_0 = 3.288 \ times10 ^ {15} \ text {Hz} $, cea mai mică frecvență pe care poate încă ioniza hidrogenul. $ L _ {\ nu} $ este o funcție a temperaturii efective a stelei $ T_ {eff} $. Dacă doriți să utilizați masa stelei ca parametru, știm că $ T \ propto M ^ {4/7} $ funcționează ca o aproximare pentru multe stele (și $ R \ propto M ^ {3/7} $). Am constatat că funcționează prost pe stele cu masă redusă ($ < 0.3M _ {\ odot} $) stele, dar acolo, deviază doar cu un factor de 2, în funcție de alegerea constantei de proporționalitate.

Iată rezultatele mele, trasând $ R_S $ în funcție de $ M $:

Acest lucru indică faptul că chiar și stelele singure, masive pot produce în continuare regiuni HII cu diametrul de până la 100 de ani-lumină, care este destul de impresionant.

Stele și clustere multiple

Modelul de mai sus presupune că există o singură stea în centrul sferei. Cu toate acestea, majoritatea regiunilor mari HII pe care le-am menționat mai sus au mai multe stele – sau chiar grupuri întregi de stele. Prin urmare, trebuie să ne dăm seama cât de mare poate fi regiunea noastră HII dacă presupunem că conține un grup de stele fierbinți, masive în interiorul său. Adaptarea unui model de Hunt & Hirashita 2018 , să spunem că grupul este static – nu se nasc stele și nici stele nu mor. În plus, presupuneți că clusterul respectă unele funcție de masă inițială $ \ phi (M) $ care descrie câte stele sunt așteptate să aibă mase într-un interval dat. Acum avem o expresie mai complicată pentru $ Q $, numărul total de fotoni ionizanti emiși: $$ Q = \ int_0 ^ {\ infty} Q _ * (M) \ phi (M) dM $$ unde recunoaștem că $ Q_ * $ este o funcție a masei stelare. Acest lucru este încă ușor de calculat pentru orice grup de stele de $ N $, după ce alegeți FMI. Putem apoi conecta aceste valori la formula noastră pentru $ R_S $. Faptul că $ R_S \ propto Q _ * ^ {1/3} $ înseamnă că avem nevoie de un număr mare de stele masive pentru a atinge diametre de $ \ sim1000 $ ani-lumină, dar este încă destul de posibil.

Rezultate pentru clustere individuale

Am aplicat FMI-ul Salpeter și formulele de mai sus la o serie de regiuni HII, majoritatea conținând un număr mare de stele. Presupunerile mele (naive) de fapt mi-au dat rezultate decente ( cod aici ): $$ \ begin {array} {| c | c | c | c |} \ hline \ text {Name} & \ text {Număr de stele} & \ text {Diametru (ani-lumină)} & 2R_S \ text {(ani-lumină)} \\\ hline \ text {Nebuloasa Tarantula} & 500000 ^ 1 & 600 & 1257 \\\ hline \ text {Carina Nebula} & 14000 ^ 2 & 460 & 382 \\\ hline \ text {Nebula Nebuloasă} & 8100 & 120

Nebuloasa Tarantula este cea mai mare nebuloasă cunoscută la 200 parsec (650 ly ) peste.

De 300.000 ori viteza luminii, aceasta ar dura puțin sub 20 de ore pentru a traversa.

Editați:

Din o altă sursă , dimensiunea nebuloasei Tarantulei este dată la 40 de minute de arc la 179 kly Distanța. Calculez că aceasta are o lungime de 2080. Presupun că depinde de modul în care definiți limitele nebuloasei. Acest lucru ar dura 60 de ore pentru a traversa la viteza dată.

Comentarii

• ” Presupun că depinde de modul în care definiți limitele nebuloasei. ” – exact Luna are o atmosferă mai densă decât sunt nebulozele. Cu astfel de lucruri, granițele sunt foarte mult o chestiune de definiție.

Este greu de spus cât de mare ar putea fi, deoarece definiția unei „nebuloase” poate fi puțin … nebuloasă? Fiecare galaxie are o foarte ceață slabă de particule în jurul ei și, în principiu, ceea ce numim „nebuloasă” este doar un conglomerat neobișnuit de dens al acestor particule. Ca atare, nu există o limită superioară strictă, dar orice lucru suficient de mare va fi în cele din urmă deranjat de stelele din apropiere sau de alte surse de gravitație, determinându-le fie să se prăbușească, fie să se disperseze; deci pot exista, dar pentru perioade mai scurte de timp.

Cea mai mare nebuloasă numită este nebuloasa Tarantula la aproximativ o mie de ani lumină lată (NGC 604 în galaxia Triangulum s-ar putea să fie și mai mare , dar aceasta este o colecție relativ „slabă” de praf spațial). Dacă călătoriți cu o viteză de 300.000 de ori mai mare, ar dura 44 de ore pentru a traversa, deci o nebuloasă chiar și a opta ca lat (cum ar fi imaginea de mai jos a buclei Cygnus) ar dura încă câteva ore; îndeplinirea cu ușurință a criteriilor dvs.

Comentarii

• Nebuloasa Tarantula are doar $ \ sim650 $ ani-lumină, nu 1000 $ .
• Depinde care este valoarea dvs. pentru lățime ‘; Îmi imaginez că există ‘ unele măsuri standardizate ale densității luminozității (ceva de genul unui FWHM pe un Gaussian?), Dar NASA dă într-adevăr cifra 1000, așa că am ‘ nu-l modificați. Link