Strömgrens sfære

Strömgren-sfæren er en sfærisk skal af ioniseret brint omkring en ung stjerne af spektraltype O eller B. Den teoretiske begrundelse for en sådan struktur blev givet af Bengt Strömgren i 1937. Rosettetågen er et af de bedst kendte eksempler på denne type emissionståge i H II-områder .

Fysisk begrundelse

Meget varme stjerner af spektraltype O eller B udstråler en masse energi, især i den ultraviolette del af spektret, som kan ionisere det neutrale brint (HI) i det omgivende interstellare stof, hvorved brintatomet kan miste sin enkelt elektron. Denne tilstand af hydrogenatomet er betegnet H II. Efter nogen tid rekombinerer de frie elektroner med disse brintioner. Energi genudsendes, og der udsendes ikke én foton, men flere fotoner med lavere energi. Fotoner mister energi, når de bevæger sig fra stjernens overflade og har ikke nok energi til at ionisere atomer. Ellers ville det meste af det interstellare medium være i en ioniseret tilstand. Strömgren-sfæren er en teoretisk model, der beskriver områder af ioniseret gas.

Model

I sin første og enkleste form, udviklet af den danske astrofysiker Bengt Strömgren i 1939, betragter modellen indflydelsen af den elektromagnetiske stråling fra en enkelt stjerne (eller en tæt klynge af lignende stjerner) af en given temperatur og lysstyrke på det omgivende interstellare stof. af en given tæthed. For at forenkle beregningerne antages det interstellare medium at være homogent og kun bestående af brint.

Formlen udledt af Strömgren beskriver forholdet mellem lysstyrken og temperaturen af den centrale stjerne på den ene side og tætheden af den omgivende brint på den anden side. Ved hjælp af disse relationer er det muligt at beregne dimensionerne af det ioniserede gasområde. Strömgren-modellen viser også, at der er et meget skarpt brud i graden af ionisering ved grænsen af Strömgren-sfæren. Årsagen til dette er det faktum, at overgangsområdet mellem ioniseret brint og neutralt brint er meget snævert sammenlignet med Strömgren-sfærens samlede størrelse. [en]

Ovenstående forhold er som følger:

jo varmere og lysere den centrale stjerne er, jo større er Strömgren-sfæren;
jo tættere den omgivende brint er, jo mindre er Strömgren-sfæren.

I Strömgren-modellen består den sfæriske region næsten udelukkende af frie protoner og elektroner. Et meget lille antal brintatomer opstår, da tætheden stiger omtrent eksponentielt mod overfladen. Uden for kuglen afkøler stråling ved atomernes frekvenser gassen kraftigt, dette viser sig i nærværelse af et tyndt område, hvor strålingen udsendt af stjernen i høj grad absorberes af atomer, som mister energi, når de udstråler i alle retninger. Som følge heraf ligner Strömgren-systemet en lysstærk stjerne, omgivet af en svagt udstrålende og dårligt synlig skal.

Halskædetågen er et perfekt eksempel på Strömgren-sfæren, den ligner en cirkel af lyse områder. Stjernen i den centrale region er for svag til at kunne observeres.

I resterne af supernova 1987A er Strömgren-skallen deformeret til en timeglasform, hvis kanter ligner tre lyse cirkler.

Både Strömgrens originale model og McCullochs modificerede model tog ikke højde for virkningerne af støv, materialeophobning, strålingsoverførselsdetaljer og dynamiske effekter. [2]

Historie

I 1938 offentliggjorde de amerikanske astronomer Otto Struve og Chris T. Alvey observationer af emissionståger i stjernebillederne Cygnus og Cepheus, hvoraf de fleste ikke var koncentreret om individuelle klare stjerner (i modsætning til planetariske tåger). De foreslog, at den ultraviolette stråling fra stjerner af spektraltyperne O og B kan være en energikilde, der er nødvendig for eksistensen af sådanne områder. [3]

I 1939 overvejede Bengt Strömgren problemet med ionisering og excitation af interstellar brint. [1] Det er dette værk, der er forbundet med definitionen af Strömgren-sfæren. Imidlertid optræder dette koncept i værket fra 1937. [fire]

I 2000 offentliggjorde Peter McCulloch en modificeret model, der betragter et sfærisk hulrum, hvis centrum ikke behøver at falde sammen med den centrale stjerne. Sådanne hulrum kan skabes af stjernevind og supernovaeksplosioner. De resulterende simulationsbilleder ligner de observerede H II-regioner meget mere end den originale model. [2]

Matematisk beskrivelse

Antag, at området er nøjagtigt sfærisk, fuldt ioniseret (x=1) og kun består af brint, så er antallet af protoner lig med tætheden af elektroner ( ). Så vil Strömgren-radius svare til det område, hvor rekombinationshastigheden er lig med ioniseringshastigheden. Overvej rekombinationshastigheden på alle energiniveauer , som er lig med $n_{e}=n_{p}$ ${\displaystyle N_{R))$

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

$N_{n}$ er rekombinationshastigheden for det n'te energiniveau. Grunden til at n=1 er udelukket er, at hvis en elektron rekombinerer direkte til jordniveau, så vil brintatomet frigive endnu en foton, der kan ionisere et andet atom fra grundtilstanden. Dette er vigtigt, fordi den elektriske dipolmekanisme altid producerer ionisering fra jordoverfladen, så vi eliminerer n=1 og tilføjer feltioniseringseffekter. Rekombinationshastigheden for et specifikt energiniveau er (ved ): $N_{n}$ $n_{e}=n_{p}$

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

hvor er rekombinationskoefficienten for det n'te energiniveau i en enhedsvolumen ved temperatur , som er temperaturen af elektroner i kelvin og normalt betragtes som lig med temperaturen af hele kuglen. Efter summering får vi $\beta _{n}(T_{e})$ $T_{e}$

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

hvor er den samlede rekombinationshastighed, hvis omtrentlige værdi er lig med $\beta _{2}(T_{e})$

\beta _{2}(T_{e})\ca. 2\gange 10^{-16}T_{e}^{-3/4}\ \mathrm {[m^{3}s^{ -en}]} .

Ved at bruge som antallet af nukleoner (i dette tilfælde protoner), kan vi introducere graden af ionisering , så så , og mængdetætheden af neutralt brint er . Ved at bruge data på tværsnittet (dimensionen svarer til arealet) og antallet af ioniserende fotoner pr. arealenhed pr. sekund estimerer vi ioniseringshastigheden som $n$ $0\leq x\leq 1$ $n_{e}=xn$ $n_{h}=(1-x)n$ $\alpha _{0}$ $J$ ${\displaystyle N_{I))$

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

For nemheds skyld vil vi kun overveje den geometriske ændring , når vi bevæger os væk fra kilden til ioniserende stråling (fluxkilde ), så den omvendte kvadratlov gælder : $J$ $S_{*}$

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

Lad os gå videre til bestemmelsen af Strömgren radius ud fra betingelsen om balance mellem rekombination og ionisering\ $R_{S}$

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

husk derefter, at området anses for at være fuldt ioniseret ( x = 1):

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

Denne størrelse er radius af området ioniseret af en stjerne af spektral type O eller B.

Noter

↑ 1 2 Strömgren, Bengt. The Physical State of Interstellar Hydrogen // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1939. - Vol. 89 . - s. 526-547 . - doi : 10.1086/144074 . - .
↑ 1 2 McCullough Peter R. Modificeret Strömgren Sphere // Publikationer fra Astronomical Society of the Pacific . - 2000. - T. 112 , nr. 778 . - S. 1542-1548 . - doi : 10.1086/317718 . - .
↑ Struve Otto; Elvey Chris T. Emissionståger hos Cygnus og Cepheus // The Astrophysical Journal : tidsskrift. - IOP Publishing , 1938. - Vol. 88 . - S. 364-368 . - doi : 10.1086/143992 . - .
↑ Kuiper Gerard P.; Struve Otto; Stromgren Bengt. The Interpretation of ε Aurigae // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1937. - Vol. 86 . - S. 570-612 . - doi : 10.1086/143888 . - .