Strömgren gömbje

A Strömgren-gömb ionizált hidrogén gömb alakú héja egy O vagy B spektrumtípusú fiatal csillag körül . Egy ilyen szerkezet elméleti indoklását Bengt Strömgren adta meg 1937-ben. A Rozetta -köd az ilyen típusú emissziós köd egyik legismertebb példája a H II régiókban .

Fizikai indoklás

A nagyon forró O vagy B spektrumtípusú csillagok különösen a spektrum ultraibolya részében sok energiát sugároznak, ami ionizálhatja a környező csillagközi anyag semleges hidrogénjét (HI), aminek következtében a hidrogénatom elveszítheti egyetlen elektron. A hidrogénatom ezen állapotát H II-nek nevezzük. Egy idő után a szabad elektronok rekombinálódnak ezekkel a hidrogénionokkal. Az energia újra kibocsátódik, és nem egy foton, hanem több kisebb energiájú foton bocsát ki. A fotonok energiát veszítenek, ahogy elmozdulnak a csillag felszínéről, és nincs elég energiájuk az atomok ionizálásához. Ellenkező esetben a csillagközi közeg nagy része ionizált állapotban lenne. A Strömgren-gömb egy elméleti modell, amely leírja az ionizált gáz régióit.

Modell

Első és legegyszerűbb formájában, amelyet a dán asztrofizikus, Bengt Strömgren dolgozott ki 1939-ben, a modell egy adott hőmérsékletű és fényességű egyetlen csillag (vagy hasonló csillagok közeli halmazának) elektromágneses sugárzásának a környező csillagközi anyagra gyakorolt hatását veszi figyelembe . adott sűrűségű. A számítások egyszerűsítése érdekében feltételezzük, hogy a csillagközi közeg homogén, és csak hidrogénből áll.

A Strömgren által levezetett képlet leírja egyrészt a központi csillag fényereje és hőmérséklete, másrészt a környező hidrogén sűrűsége közötti összefüggést. Ezen összefüggések segítségével kiszámítható az ionizált gáz tartomány mérete. A Strömgren-modell azt is mutatja, hogy a Strömgren-gömb határán az ionizáció mértékében nagyon éles törés tapasztalható. Ennek az az oka, hogy az ionizált hidrogén és a semleges hidrogén közötti átmeneti tartomány a Strömgren-gömb teljes méretéhez képest nagyon szűk. [egy]

A fent említett arányok a következők:

minél melegebb és fényesebb a központi csillag, annál nagyobb a Strömgren-gömb;
minél sűrűbb a környező hidrogén, annál kisebb a Strömgren-gömb.

A Strömgren-modellben a szférikus régió szinte kizárólag szabad protonokból és elektronokból áll. Nagyon kis számú hidrogénatom jelenik meg, ahogy a sűrűség megközelítőleg exponenciálisan növekszik a felszín felé. A gömbön kívül az atomok frekvenciájú sugárzása erősen lehűti a gázt, ez egy vékony régió jelenlétében nyilvánul meg, amelyben a csillag által kibocsátott sugárzást nagyrészt elnyelik az atomok, amelyek minden irányú kisugárzáskor energiát veszítenek. Következésképpen a Strömgren-rendszer fényes csillagnak tűnik, amelyet egy gyengén sugárzó és rosszul látható héj vesz körül.

A Nyaklánc-köd tökéletes példája a Strömgren-gömbnek, úgy néz ki, mint egy világos területek köre. A központi régió csillaga túl halvány ahhoz, hogy megfigyelhető legyen.

Az 1987A szupernóva maradványában a Strömgren-héj homokóra alakúra deformálódott, amelynek szélei három fényes körnek tűnnek.

Sem Strömgren eredeti modellje, sem McCulloch módosított modellje nem vette figyelembe a por, az anyagtorlódás, a sugárzási átvitel részleteit és a dinamikus hatásokat. [2]

Történelem

1938-ban Otto Struve és Chris T. Alvey amerikai csillagászok megfigyeléseket tettek közzé a Cygnus és Cepheus csillagképben található emissziós ködökről, amelyek többsége nem az egyes fényes csillagokra koncentrálódott (ellentétben a bolygóködökkel). Felvetették, hogy az O és B spektrumtípusú csillagok ultraibolya sugárzása lehet az ilyen régiók létezéséhez szükséges energiaforrás. [3]

1939-ben Bengt Strömgren a csillagközi hidrogén ionizációjának és gerjesztésének problémáját vizsgálta. [1] Ez a munka kapcsolódik a Strömgren-szféra meghatározásához. Ez a fogalom azonban megjelenik az 1937-es munkában. [négy]

2000-ben Peter McCulloch egy módosított modellt tett közzé, amely egy gömb alakú üreget vesz figyelembe, amelynek középpontja nem kell, hogy egybeessen a központi csillaggal. Ilyen üregeket csillagszél és szupernóva-robbanások hozhatnak létre . Az így kapott szimulációs képek sokkal jobban hasonlítanak a megfigyelt H II régiókra, mint az eredeti modell. [2]

Matematikai leírás

Tegyük fel, hogy a régió pontosan gömb alakú, teljesen ionizált (x=1) és csak hidrogénből áll, akkor a protonok számsűrűsége megegyezik az elektronok sűrűségével ( ). Ekkor a Strömgren-sugár annak a tartománynak felel meg, amelyben a rekombinációs sebesség megegyezik az ionizációs sebességgel. Tekintsük a rekombinációs rátát minden energiaszinten , ami egyenlő: $n_{e}=n_{p}$ ${\displaystyle N_{R))$

N_{R}=\sum _{n=2}^{\infty }N_{n},

$N_{n}$ az n-edik energiaszint rekombinációs sebessége. Az n=1 kizárt oka az, hogy ha egy elektron közvetlenül a talajszinthez kapcsolódik, akkor a hidrogénatom egy másik fotont szabadít fel, amely egy másik atomot ionizálhat az alapállapotból. Ez azért fontos, mert az elektromos dipólus mechanizmus mindig a talajszintről produkál ionizációt, így n=1-et kiküszöbölünk és térionizációs hatásokat adunk hozzá. A rekombinációs ráta egy adott energiaszinthez a következő: $N_{n}$ $n_{e}=n_{p}$

N_{n}=n_{e}n_{p}\beta _{n}(T_{e})=n_{e}^{2}\beta _{n}(T_{e}),

ahol az n- edik energiaszint rekombinációs együtthatója egységnyi térfogatban hőmérsékleten , amely az elektronok hőmérséklete kelvinben, és általában egyenlőnek tekinthető a teljes gömb hőmérsékletével. Összegzés után megkapjuk $\beta _{n}(T_{e})$ $T_{e}$

N_{R}=n_{e}^{2}\beta _{2}(T_{e}),

ahol a teljes rekombinációs ráta, amelynek hozzávetőleges értéke egyenlő $\beta _{2}(T_{e})$

\beta _{2}(T_{e})\approx 2\times 10^{-16}T_{e}^{-3/4}\ \mathrm {[m^{3}s^{ -egy}]} .

A nukleonok (jelen esetben a protonok) számának felhasználásával bevezethetjük az ionizáció fokát , tehát így , és a semleges hidrogén mennyiségi sűrűsége . A keresztmetszetre vonatkozó adatok (a méret a területnek felel meg) és az egységnyi terület/másodperc ionizáló fotonok száma alapján megbecsüljük az ionizációs sebességet $n$ $0\leq x\leq 1$ $n_{e}=xn$ $n_{h}=(1-x)n$ $\alpha _{0}$ $J$ $N_{I}$

N_{I}=\alpha _{0}n_{h}J.

Az egyszerűség kedvéért csak a geometriai változást vesszük figyelembe, amikor távolodunk az ionizáló sugárzás forrásától (fluxusforrás ), így a fordított négyzettörvény teljesül : $J$ $S_{*}$

\alpha _{0}n_{h}J(r)={\frac {3S_{*}}{4\pi r^{3}}}.

Folytassuk a Strömgren-sugár meghatározását a rekombináció és az ionizáció közötti egyensúly feltételéből. $R_{S}$

{\frac {4\pi }{3}}(nx)^{2}\beta _{2}R_{S}^{3}=S_{*},

majd ne feledjük, hogy a régió teljesen ionizáltnak tekinthető ( x = 1):

R_{S}=\left({\frac {3}{4\pi }}{\frac {S_{*}}{n^{2}\beta _{2}}}\right)^ {\frac {1}{3).

Ez a mennyiség az O vagy B spektrális típusú csillag által ionizált tartomány sugara.

Jegyzetek

↑ 1 2 Strömgren, Bengt. A csillagközi hidrogén fizikai állapota // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1939. - Vol. 89 . - P. 526-547 . - doi : 10.1086/144074 . - .
↑ 1 2 McCullough Peter R. Módosított Strömgren-gömb // A Csendes-óceáni Astronomical Society kiadványai . - 2000. - T. 112 , 778. sz . - S. 1542-1548 . - doi : 10.1086/317718 . - .
↑ Struve Ottó; Elvey Chris T. Emission Nebulosities in Cygnus and Cepheus // The Astrophysical Journal : Journal. - IOP Publishing , 1938. - Vol. 88 . - P. 364-368 . - doi : 10.1086/143992 . - .
↑ Kuiper Gerard P.; Struve Ottó; Stromgren Bengt. ε Aurigae értelmezése // The Astrophysical Journal : folyóirat. - IOP Publishing , 1937. - Vol. 86 . - P. 570-612 . - doi : 10.1086/143888 . - .