Kula Stromgrena

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
Mgławica Rozeta , przykład sfery Stromgren

Scope Stromgren ( ang. Strömgren on sphere) - sferyczna powłoka zjonizowanego wodoru wokół młodych gwiazd typu spektralnego O lub Bed and . Podstawy teoretyczne takiej konstrukcji dał Bengt Strömgren w 1937 roku. Mgławica Rozeta jest jednym z najbardziej znanych przykładów tego typu mgławicy emisyjnej w rejonach H II .

Uzasadnienie fizyczne

Bardzo gorące gwiazdy klasy widmowej O lub B emitują dużo energii, szczególnie w ultrafioletowej części widma, która może jonizować neutralny wodór (HI) otaczającej materii międzygwiazdowej, w wyniku czego atom wodoru może stracić to jedyny elektron. Ten stan atomu wodoru jest oznaczony H II. Po pewnym czasie swobodne elektrony rekombinują z tymi jonami wodorowymi. Energia jest ponownie emitowana, podczas gdy nie jeden foton jest emitowany, ale kilka fotonów o niższej energii. Fotony tracą energię podczas oddalania się od powierzchni gwiazdy i nie mają wystarczającej energii do jonizacji atomów. W przeciwnym razie większość ośrodka międzygwiazdowego byłaby w stanie zjonizowanym. Sfera Strömgren to model teoretyczny opisujący obszar zjonizowanego gazu.

Model

W pierwszej i najprostszej formie, wydedukowanej przez duńskiego astrofizyka Bengta Strömgrena w 1939 roku, model bada wpływ promieniowania elektromagnetycznego z pojedynczej gwiazdy (lub bliskiej gromady podobnych gwiazd) o określonej temperaturze i jasności na otaczającą materię międzygwiazdową podana gęstość. Dla uproszczenia obliczeń zakłada się, że ośrodek międzygwiazdowy jest jednorodny i składa się wyłącznie z wodoru.

Wzór wyprowadzony przez Stromgrena opisuje zależność między jasnością i temperaturą gwiazdy centralnej z jednej strony a gęstością otaczającego ją wodoru z drugiej. Korzystając z tych stosunków, można obliczyć rozmiar obszaru zjonizowanego gazu. Model Strömgrena pokazuje również, że na granicy sfery Strömgrena występuje bardzo ostre odcięcie stopnia jonizacji. Powodem tego jest fakt, że obszar przejściowy pomiędzy wodorem zjonizowanym a wodorem neutralnym jest bardzo wąski w porównaniu do całkowitego rozmiaru kuli Stromgrena. [1]

Powyższe wskaźniki są następujące:

  • im gorętsza i jaśniejsza gwiazda centralna, tym większa sfera Stromgren;
  • im gęstszy otaczający wodór, tym mniejsza sfera Stromgrena.

W modelu Stromgrena obszar kulisty składa się prawie wyłącznie z wolnych protonów i elektronów. Bardzo mała liczba atomów wodoru pojawia się, gdy gęstość rośnie w przybliżeniu wykładniczo w kierunku powierzchni. Na zewnątrz sfery promieniowanie o częstotliwościach atomowych silnie chłodzi gaz, co objawia się cienkim obszarem, w którym promieniowanie emitowane przez gwiazdę jest w dużej mierze pochłaniane przez atomy, które tracą energię, gdy są emitowane we wszystkich kierunkach. W konsekwencji układ Stromgren wygląda jak jasna gwiazda otoczona słabo emitującą i słabo widoczną otoczką.

Mgławica Naszyjnik jest doskonałym przykładem kuli Stromgren, wygląda jak krąg jasnych obszarów. Gwiazda w centralnym obszarze jest zbyt słaba, aby można ją było obserwować.

W Supernova Remnant 1987A skorupa Stromgrena zostaje zdeformowana w klepsydrę, której krawędzie wyglądają jak trzy jasne koła.

Zarówno oryginalny model Stromgrena, jak i zmodyfikowany model McCullocha nie uwzględniały wpływu pyłu, zagęszczenia materiału, szczegółów transportu promieniowania oraz efektów dynamicznych. [2]

Historia

W 1938 roku amerykańscy astronomowie Otto Struve i Chris T. Elvey opublikowali obserwacje mgławic emisyjnych w gwiazdozbiorach Łabędzia i Cefeusza, z których większość nie była skoncentrowana na pojedynczych jasnych gwiazdach (w przeciwieństwie do mgławic planetarnych). Zasugerowali, że promieniowanie ultrafioletowe gwiazd typu spektralnego O i B może być niezbędnym źródłem energii do istnienia takich obszarów. [3]

W 1939 Bengt Strömgren rozważał problem jonizacji i wzbudzania międzygwiazdowego wodoru. [1] To właśnie ta praca jest związana z definicją sfery Strömgren. Jednak koncepcja ta pojawia się w pracy z 1937 roku. [4]

W 2000 roku Peter McCulloch opublikował zmodyfikowany model uwzględniający sferyczną wnękę, której środek nie musi pokrywać się z gwiazdą centralną. Takie wnęki mogą być tworzone przez wiatr gwiazdowy oraz podczas wybuchów supernowych. Symulowane obrazy znacznie bardziej przypominają obserwowane regiony H II niż oryginalny model. [2]

Opis matematyczny

Załóżmy, że obszar jest dokładnie kulisty, w pełni zjonizowany (x = 1) i składający się tylko z wodoru, wówczas gęstość ilościowa protonów jest równa gęstości elektronów ( ). Wtedy promień Stromgrena będzie odpowiadał regionowi, w którym szybkość rekombinacji jest równa szybkości jonizacji. Rozważ tempo rekombinacji na wszystkich poziomach energetycznych który jest

to szybkość rekombinacji dla n-tego poziomu energii. Powodem, dla którego n = 1 jest wykluczone, jest to, że jeśli elektron rekombinuje bezpośrednio do stanu podstawowego, wówczas atom wodoru uwolni kolejny foton, zdolny do jonizacji innego atomu ze stanu podstawowego. Jest to ważne, ponieważ mechanizm dipola elektrycznego zawsze jonizuje z poziomu gruntu, więc wykluczamy n = 1 i dodajemy efekty jonizacji pola. Szybkość rekombinacji dla określonego poziomu energii równa się (dla ):

gdzie Czy współczynnik rekombinacji dla n -tego poziomu energii w jednostce objętości w temperaturze , która jest temperaturą elektronów w kelwinach i jest zwykle uważana za równą temperaturze całej kuli. Po zsumowaniu otrzymujemy

gdzie Jest całkowitą szybkością rekombinacji, której przybliżona wartość wynosi

Za pomocą jako liczbę nukleonów (w tym przypadku protonów) możemy podać stopień jonizacji tak sobie , a gęstość ilościowa obojętnego wodoru wynosi ... Korzystanie z danych przekrojowych (wymiar odpowiada powierzchni) oraz liczba fotonów jonizujących na jednostkę powierzchni na sekundę oszacujmy szybkość jonizacji Jak

Dla uproszczenia rozważymy tylko zmianę geometryczną gdy oddalamy się od źródła promieniowania jonizującego (źródło strumienia ), dlatego obowiązuje prawo odwrotności kwadratu :

Przejdźmy do określenia promienia Stromgrena ze stanu równowagi między rekombinacją a jonizacją \

następnie pamiętając, że region jest uważany za w pełni zjonizowany ( x = 1):

Ta wartość to promień obszaru zjonizowanego przez gwiazdę typu widmowego O lub B.

Notatki (edytuj)

  1. 1 2 Strömgren, Bengt. Stan fizyczny wodoru międzygwiezdnego (angielski) // The Astrophysical Journal . - Wydawnictwo IOP , 1939. - Cz. 89 . - str . 526-547 . - doi : 10.1086/144074 . - Kod bib : 1939ApJ .... 89..526S .
  2. 1 2 McCullough Peter R. Modified Strömgren Sphere // Publikacje Towarzystwa Astronomicznego Pacyfiku . - 2000r. - T. 112 , nr 778 . - S. 1542-1548 . - doi : 10.1086 / 317718 . - Kod bib : 2000PASP..112.1542M .
  3. Struve Otto; Elvey Chris T. Mgławice emisyjne w Łabędziu i Cefeuszu ( inż.) // The Astrophysical Journal : czasopismo. - Wydawnictwo IOP , 1938. - Cz. 88 . - str . 364-368 . - doi : 10.1086/143992 . - Kod bib : 1938 ApJ .... 88..364S .
  4. Kuiper Gerard P.; Struve Otto; Strömgren Bengt. The Interpretation of ε Aurigae (angielski) // The Astrophysical Journal : czasopismo. - Wydawnictwo IOP , 1937. - Cz. 86 . - str . 570-612 . - doi : 10.1086 / 143888 . - Kod bib : 1937 ApJ .... 86..570K .