Striomgreno sfera

Šiam straipsniui ar jo daliai trūksta išnašų į patikimus šaltinius. Jūs galite padėti Vikipedijai pridėdami tinkamas išnašas su šaltiniais.

Striomgreno sfera (pagal danų mokslininko Bengt Strömgren, kuris pirmas aprašė šį reiškinį, vardą) – jonizuoto vandenilio (H II sritis) sfera, supanti jaunas ir karštas O ir B spektrinio tipo žvaigždes. Žinomiausias tokio objekto pavyzdys yra Rozetės ūkas.

Vandenilį efektyviai jonizuoti gali tik trumpesnės nei 991,2 nm elektromagnetinės bangos (Laimano serijos riba). O šitoje spektro srityje gausiai spinduliuoja tik karštos žvaigždės. Striomgreno sferas mes paprastai stebime kaip emisinius ūkus. Žinoma, kad sfera tai yra idealizuotas atvejis. Realybėje retai kada aplinkžvaigždinė ir tarpžvaigždinė medžiaga turi idealiai tolygų pasiskirstymą.

Matematinis išvedimas

Tarkime, kad analizuojama sritis yra ideali sfera, tolygiai užpildyta vien tik pilnai jonizuotu vandeniliu (x=1), taigi tuomet protonų tankis yra lygus elektronų tankiui ($n_{e}=n_{p}$). Tokioje sferoje rekombinacijos greitis turi būti lygus jonizacijos greičiui. Rekombinacijos greitis $N_{R}$ į visus energijos lygmenis bus

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

Čia $N_{n}$ yra rekombinacijos greitis į n - tąjį lygmenį. Čia neįskaitomi šuoliai į n=1 lygmenį, kadangi po rekombinacijos į pirmąjį lygmenį bus išspinduliuotas fotonas, kuris vėl sugebės jonizuoti bet kokį kitą neutralų vandenilio atomą (t.y vėl sugrįš į jonizuojančio spinduliavimo lauką). Rekombinacijos greitis į tam tikrą lygmenį $N_{n}$ (su $n_{e}=n_{p}$) bus lygus:

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

kur $\beta _{n}(T_{e})$ yra n - tojo lygmens rekombinacijos koeficientas, priklausantis nuo elektronų temperatūros $T_{e}$ (ji paprastai lygi sferos medžiagos temperatūrai). Kadangi pagrindinį indėlį begalinio sumavimo eilutėje įneša pirmasis narys (n=2), tuomet:

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

Čia tūrinis rekombinacijos greitis $\beta _{2}(T_{e})$ apytiksliai lygus:

$\beta _{2}(T_{e})\approx 2\times 10^{-16}T_{e}^{-3/4}\ \mathrm {[m^{3}s^{-1}]}$.

Panaudoję vandenilio atomų skaičių (kuris iš esmės lygus protonų skaičiui) $n_{p}$), galime įvesti jonizacijos laipsnį $0\leq x\leq 1$ taip, kad $n_{e}=xn_{p}$.

Dabar galime užrašyti jonizacijos ir rekombinacijos balanso lygtį. Kairėje pusėje turime tūrinį rekombinacijos koeficientą $\beta _{2}$ padaugintą iš elektronų ir protonų koncentracijos (jos iš esmės lygios), taip pat iš sferos tūrio. Taigi, kairės pusės prasmė yra pilnas rekombinacijų skaičius per sekundę duotame tūryje. Dešinėje pusėje yra dydis $S_{*}$, lygus skaičiui fotonų, spinduliuojamų iš žvaigždės visomis kryptimis ir galinčių jonizuoti neutralų vandenilio atomą.

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

Prisimindami, kad sritis pilnai jonizuota (x=1), gausime:

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

Fotonų skaičius paprastai randamas suintegravus visą žvaigždės spinduliuojamą energiją, galinčią jonizuoti vandenilio atomą (bangos ilgis <991,2 nm) ir padalinus ją iš vieno fotono energijos, kuri atitinka 991,2 nm. Taip, pavyzdžiui, O5 tipo žvaigždei (jos temperatūra apie 48000K) jonizuojančių fotonų skaičius bus apie 10⁴⁹ s^-1. Jos Striomgreno radiusas turėtų būti apie 100 pc. B0 tipo žvaigždės (temperatūra 30000K) - jau tik 23 pc.

Taip pat reikia pažymėti, kad Striomgreno sferos (zonos) turi labai "aštrius" pakraščius. Nors pilnos jonizacijos sritis (jonizacijos laipsnis x=1) nusidriekia dešimtis parsekų, jos pakraštyje jonizacijos laipsnis nukrenta iki x=0 vos ~0,01pc storio sluoksnyje.

Taip pat skaitykite

• H II sritis