Sfera lui Strömgren

Sfera Strömgren este o înveliș sferică de hidrogen ionizat în jurul unei stele tinere de tip spectral O sau B. Justificarea teoretică pentru o astfel de structură a fost dată de Bengt Strömgren în 1937. Nebuloasa Rozetă este unul dintre cele mai cunoscute exemple ale acestui tip de nebuloasă cu emisie în regiunile H II .

Justificare fizică

Stele foarte fierbinți de tip spectral O sau B radiază multă energie, în special în partea ultravioletă a spectrului, care poate ioniza hidrogenul neutru (HI) al materiei interstelare din jur, în urma căruia atomul de hidrogen își poate pierde. un singur electron. Această stare a atomului de hidrogen este desemnată H II. După ceva timp, electronii liberi se recombină cu acești ioni de hidrogen. Energia este reemisă și nu este emis un foton, ci mai mulți fotoni cu energie mai mică. Fotonii pierd energie pe măsură ce se deplasează de la suprafața stelei și nu au suficientă energie pentru a ioniza atomii. În caz contrar, cea mai mare parte a mediului interstelar ar fi într-o stare ionizată. Sfera Strömgren este un model teoretic care descrie regiuni de gaz ionizat.

Model

În prima și cea mai simplă formă, dezvoltată de astrofizicianul danez Bengt Strömgren în 1939, modelul ia în considerare influența radiației electromagnetice a unei singure stele (sau a unui grup apropiat de stele similare) a unei anumite temperaturi și luminozitate asupra materiei interstelare din jur. de o densitate dată. Pentru a simplifica calculele, se presupune că mediul interstelar este omogen și constă numai din hidrogen.

Formula derivată de Strömgren descrie relația dintre luminozitatea și temperatura stelei centrale, pe de o parte, și densitatea hidrogenului din jur, pe de altă parte. Folosind aceste relații, este posibil să se calculeze dimensiunile regiunii gazului ionizat. Modelul Strömgren arată, de asemenea, că există o întrerupere foarte accentuată a gradului de ionizare la limita sferei Strömgren. Motivul pentru aceasta este faptul că regiunea de tranziție dintre hidrogenul ionizat și hidrogenul neutru este foarte îngustă în comparație cu dimensiunea totală a sferei Strömgren. [unu]

Proporțiile menționate mai sus sunt următoarele:

cu cât steaua centrală este mai fierbinte și mai strălucitoare, cu atât sfera Strömgren este mai mare;
cu cât hidrogenul din jur este mai dens, cu atât sfera Strömgren este mai mică.

În modelul Strömgren, regiunea sferică constă aproape exclusiv din protoni și electroni liberi. Un număr foarte mic de atomi de hidrogen apare pe măsură ce densitatea crește aproximativ exponențial spre suprafață. În afara sferei, radiația la frecvențele atomilor răcește puternic gazul, aceasta se manifestă prin prezența unei regiuni subțiri în care radiația emisă de stea este în mare măsură absorbită de atomi, care pierd energie atunci când iradiază în toate direcțiile. În consecință, sistemul Strömgren arată ca o stea strălucitoare, înconjurată de o înveliș slab vizibilă și slab vizibilă.

Nebuloasa Colier este un exemplu perfect al sferei Strömgren, arata ca un cerc de zone luminoase. Steaua din regiunea centrală este prea slabă pentru a fi observată.

În rămășița supernovei 1987A , carcasa Strömgren este deformată într-o formă de clepsidră, ale cărei margini arată ca trei cercuri strălucitoare.

Atât modelul original al lui Strömgren, cât și modelul modificat al lui McCulloch nu au luat în considerare efectele prafului, aglomerarea materialelor, detaliile transferului radiativ și efectele dinamice. [2]

Istorie

În 1938, astronomii americani Otto Struve și Chris T. Alvey au publicat observații ale nebuloaselor cu emisie din constelațiile Cygnus și Cepheus, dintre care majoritatea nu erau concentrate pe stele strălucitoare individuale (spre deosebire de nebuloasele planetare). Ei au sugerat că radiația ultravioletă a stelelor de tipuri spectrale O și B poate fi o sursă de energie necesară pentru existența unor astfel de regiuni. [3]

În 1939, Bengt Strömgren a luat în considerare problema ionizării și excitației hidrogenului interstelar. [1] Această lucrare este asociată cu definiția sferei Strömgren. Cu toate acestea, acest concept apare în lucrarea din 1937. [patru]

În 2000, Peter McCulloch a publicat un model modificat care ia în considerare o cavitate sferică, al cărei centru nu trebuie să coincidă cu steaua centrală. Astfel de cavități pot fi create de vântul stelar și de explozii de supernove. Imaginile de simulare rezultate seamănă cu regiunile H II observate mult mai mult decât modelul original. [2]

Descriere matematică

Să presupunem că regiunea este exact sferică, complet ionizată (x=1) și constă numai din hidrogen, atunci densitatea numărului de protoni este egală cu densitatea electronilor ( ). Atunci raza Strömgren va corespunde regiunii în care rata de recombinare este egală cu rata de ionizare. Luați în considerare rata de recombinare la toate nivelurile de energie , care este egală cu $n_{e}=n_{p}$ $N_{R}$

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

$N_{n}$ este rata de recombinare pentru al n-lea nivel de energie. Motivul pentru care n=1 este exclus este că, dacă un electron se recombină direct la nivelul solului, atunci atomul de hidrogen va elibera un alt foton care poate ioniza un alt atom din starea fundamentală. Acest lucru este important deoarece mecanismul dipolului electric produce întotdeauna ionizare de la nivelul solului, așa că eliminăm n=1 și adăugăm efecte de ionizare în câmp. Rata de recombinare pentru un anumit nivel de energie este (la ): $N_{n}$ $n_{e}=n_{p}$

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

unde este coeficientul de recombinare pentru al n -lea nivel de energie într-o unitate de volum la temperatură , care este temperatura electronilor în kelvin și este de obicei considerată egală cu temperatura întregii sfere. După însumare, obținem $\beta _{n}(T_{e})$ $T_{e}$

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

unde este rata totală de recombinare, a cărei valoare aproximativă este egală cu $\beta _{2}(T_{e})$

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

Folosind ca număr de nucleoni (în acest caz, protoni), putem introduce gradul de ionizare , deci , iar densitatea cantității de hidrogen neutru este . Folosind date despre secțiunea transversală (dimensiunea corespunde zonei) și numărul de fotoni ionizanți pe unitate de suprafață pe secundă , estimăm rata de ionizare ca $n$ $0\leq x\leq 1$ $n_{e}=xn$ $n_{h}=(1-x)n$ $\alpha _{0}$ $J$ $N_{I}$

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

Pentru simplitate, vom lua în considerare doar schimbarea geometrică pe măsură ce ne îndepărtăm de sursa de radiații ionizante (sursa de flux ), astfel încât legea inversă a pătratului este valabilă : $J$ $S_{*}$

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

Să trecem la determinarea razei Strömgren din condiția de echilibru între recombinare și ionizare\ $R_{S}$

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

apoi, amintindu-ne că regiunea este considerată a fi complet ionizată ( x = 1):

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

Această cantitate este raza regiunii ionizate de o stea de tip spectral O sau B.

Note

↑ 1 2 Strömgren, Bengt. Starea fizică a hidrogenului interstelar // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1939. - Vol. 89 . - P. 526-547 . - doi : 10.1086/144074 . - Cod biblic .
↑ 1 2 McCullough Peter R. Sfera Strömgren modificată // Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . - 2000. - T. 112 , Nr. 778 . - S. 1542-1548 . - doi : 10.1086/317718 . - Cod .
↑ Struve Otto; Elvey Chris T. Emission Nebulosities in Cygnus and Cepheus // The Astrophysical Journal : jurnal. - Editura IOP , 1938. - Vol. 88 . - P. 364-368 . - doi : 10.1086/143992 . - Cod biblic .
↑ Kuiper Gerard P.; Struve Otto; Stromgren Bengt. The Interpretation of ε Aurigae // The Astrophysical Journal : journal. - Editura IOP , 1937. - Vol. 86 . - P. 570-612 . - doi : 10.1086/143888 . - Cod biblic .