Strömgrenova koule

Strömgrenova koule je sférický obal ionizovaného vodíku kolem mladé hvězdy spektrálního typu O nebo B. Teoretické zdůvodnění takové struktury poskytl Bengt Strömgren v roce 1937. Mlhovina Růžice je jedním z nejznámějších příkladů tohoto typu emisní mlhoviny v oblastech H II .

Fyzické odůvodnění

Velmi horké hvězdy spektrálního typu O nebo B vyzařují velké množství energie, zejména v ultrafialové části spektra, která může ionizovat neutrální vodík (HI) okolní mezihvězdné hmoty, v důsledku čehož atom vodíku může ztratit svůj jediný elektron. Tento stav atomu vodíku se označuje jako H II. Po nějaké době se volné elektrony rekombinují s těmito vodíkovými ionty. Energie je znovu emitována a není emitován jeden foton, ale několik fotonů s nižší energií. Fotony při pohybu z povrchu hvězdy ztrácejí energii a nemají dostatek energie k ionizaci atomů. Jinak by většina mezihvězdného prostředí byla v ionizovaném stavu. Strömgrenova koule je teoretický model popisující oblasti ionizovaného plynu.

Model

Ve své první a nejjednodušší podobě, kterou vyvinul dánský astrofyzik Bengt Strömgren v roce 1939, model uvažuje o vlivu elektromagnetického záření jedné hvězdy (nebo blízké hvězdokupy podobných hvězd) o dané teplotě a svítivosti na okolní mezihvězdnou hmotu. o dané hustotě. Pro zjednodušení výpočtů se předpokládá, že mezihvězdné prostředí je homogenní a skládá se pouze z vodíku.

Vzorec odvozený Strömgrenem popisuje vztah mezi svítivostí a teplotou centrální hvězdy na jedné straně a hustotou okolního vodíku na straně druhé. Pomocí těchto vztahů je možné vypočítat rozměry oblasti ionizovaného plynu. Strömgrenův model také ukazuje, že na hranici Strömgrenovy koule dochází k velmi prudkému zlomu ve stupni ionizace. Důvodem je skutečnost, že oblast přechodu mezi ionizovaným vodíkem a neutrálním vodíkem je ve srovnání s celkovou velikostí Strömgrenovy koule velmi úzká. [jeden]

Výše uvedené poměry jsou následující:

čím žhavější a jasnější je centrální hvězda, tím větší je Strömgrenova koule;
čím hustší je okolní vodík, tím menší je Strömgrenova koule.

Ve Strömgrenovi modelu se sférická oblast skládá téměř výhradně z volných protonů a elektronů. Když hustota roste přibližně exponenciálně směrem k povrchu, objeví se velmi malý počet atomů vodíku. Mimo sféru záření o frekvencích atomů plyn silně ochlazuje, projevuje se to přítomností tenké oblasti, ve které je záření emitované hvězdou z velké části pohlcováno atomy, které při vyzařování do všech směrů ztrácejí energii. V důsledku toho vypadá systém Strömgren jako jasná hvězda obklopená slabě vyzařujícím a špatně viditelným obalem.

Mlhovina Náhrdelník je dokonalým příkladem Strömgrenovy koule, vypadá jako kruh jasných oblastí. Hvězda v centrální oblasti je příliš slabá na to, aby ji bylo možné pozorovat.

Ve zbytku supernovy 1987A je Strömgrenův obal zdeformován do tvaru přesýpacích hodin, jejichž okraje vypadají jako tři jasné kruhy.

Jak původní Strömgrenův model, tak upravený model McCullocha nebraly v úvahu účinky prachu, shlukování materiálu, detaily přenosu záření a dynamické efekty. [2]

Historie

V roce 1938 publikovali američtí astronomové Otto Struve a Chris T. Alvey pozorování emisních mlhovin v souhvězdí Labutě a Cephea, z nichž většina nebyla soustředěna na jednotlivé jasné hvězdy (na rozdíl od planetárních mlhovin). Navrhli, že ultrafialové záření hvězd spektrálních typů O a B může být zdrojem energie nezbytné pro existenci takových oblastí. [3]

V roce 1939 Bengt Strömgren zvážil problém ionizace a excitace mezihvězdného vodíku. [1] Právě tato práce je spojena s definicí Strömgrenovy sféry. Tento koncept se však objevuje v práci z roku 1937. [čtyři]

V roce 2000 Peter McCulloch publikoval upravený model, který uvažuje s kulovou dutinou, jejíž střed se nemusí shodovat s centrální hvězdou. Takové dutiny mohou být vytvořeny hvězdným větrem a výbuchy supernov. Výsledné simulační snímky připomínají pozorované oblasti H II mnohem více než původní model. [2]

Matematický popis

Předpokládejme, že oblast je přesně kulová, plně ionizovaná (x=1) a sestává pouze z vodíku, pak je početní hustota protonů rovna hustotě elektronů ( ). Potom bude Strömgrenův poloměr odpovídat oblasti, ve které je rychlost rekombinace rovna rychlosti ionizace. Uvažujme rychlost rekombinace na všech energetických hladinách , která se rovná $n_{e}=n_{p}$ $N_{R}$

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

$N_{n}$ je rychlost rekombinace pro n-tou energetickou hladinu. Důvod, proč je n=1 vyloučen, je ten, že pokud se elektron rekombinuje přímo se základní úrovní, pak atom vodíku uvolní další foton, který může ionizovat jiný atom ze základního stavu. To je důležité, protože elektrický dipólový mechanismus vždy produkuje ionizaci z úrovně země, takže eliminujeme n=1 a přidáme efekty ionizace pole. Rychlost rekombinace pro konkrétní energetickou hladinu je (při ): $N_{n}$ $n_{e}=n_{p}$

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

kde je rekombinační koeficient pro n-tou energetickou hladinu v jednotkovém objemu při teplotě , což je teplota elektronů v kelvinech a obvykle se považuje za rovnou teplotě celé koule. Po sečtení dostaneme $\beta _{n}(T_{e})$ $T_{e}$

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

kde je celková rychlost rekombinace, jejíž přibližná hodnota je rovna $\beta _{2}(T_{e})$

\beta _{2}(T_{e})\cca 2\krát 10^{-16}T_{e}^{-3/4}\ \mathrm {[m^{3}s^{ -jeden}]} .

Použitím počtu nukleonů (v tomto případě protonů) můžeme zavést stupeň ionizace , takže so , a kvantitativní hustota neutrálního vodíku je . Pomocí údajů o průřezu (rozměr odpovídá ploše) a počtu ionizujících fotonů na jednotku plochy za sekundu odhadneme rychlost ionizace jako $n$ $0\leq x\leq 1$ $n_{e}=xn$ $n_{h}=(1-x)n$ $\alpha _{0}$ $J$ $N_{I}$

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

Pro jednoduchost budeme uvažovat pouze geometrickou změnu , když se vzdalujeme od zdroje ionizujícího záření (zdroj toku ), takže platí zákon inverzní čtverce : $J$ $S_{*}$

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

Přistoupíme ke stanovení Strömgrenova poloměru z podmínky rovnováhy mezi rekombinací a ionizací\ $R_{S}$

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

pak si pamatujte, že oblast je považována za plně ionizovanou ( x = 1):

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

Tato veličina je poloměrem oblasti ionizované hvězdou spektrálního typu O nebo B.

Poznámky

↑ 1 2 Strömgren, Bengt. Fyzikální stav mezihvězdného vodíku // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1939. - Sv. 89 . - str. 526-547 . - doi : 10.1086/144074 . - .
↑ 1 2 McCullough Peter R. Modified Strömgren Sphere // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku . - 2000. - T. 112 , č. 778 . - S. 1542-1548 . - doi : 10.1086/317718 . - .
↑ Struve Otto; Elvey Chris T. Emisní mlhoviny v Cygnus a Cepheus // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1938. - Sv. 88 . - str. 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. - Sv. 86 . - S. 570-612 . - doi : 10.1086/143888 . - .