Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Ионизационное равновесие

- стационарное распределение ионов плазмы по зарядам (кратностям ионизации). И. р. определяется балансом (динамич. равновесием) всевозможных процессов ионизации и рекомбинации и зависит от темп-ры и плотности плазмы, а также от внеш. воздействий. К последним относятся: интенсивность эл.-магн. излучения, плотность потока космич. лучей и т.п.

Обозначим N(X,z) число ионов Xz элемента Х в ед. объёма, где z - спектроскопич. символ иона, к-рый на 1 больше кратности (заряда) иона. Для нейтральных атомов z= 1, для однократно ионизованных атомов z= 2 и т.д. Для конкретных атомов значение z обычно пишут в виде римской цифры рядом с символом элемента, напр. для X= Fe ион Fe25= FeXXV =Fe24+ (это - ион Fe с двумя электронами - гелиеподобный ион). Относительная концентрация ионов Xz обозначается nz= N(X,z)/N(X), где $N(X)=\sum\limits_z=N(X, z)$ - суммарная концентрация ионов Xz.

Значения nz и зависимость nz от темп-ры [nz(T)] существенно различны при больших и малых плотностях плазмы. Определяющим процессом при этом явл. рекомбинация. При больших плотностях преобладает безызлучательная рекомбинация, к-рая может происходить лишь при столкновениях трех частиц - иона и двух электронов:
$X_{z+1}+2{\rm e}\to X_z+{\rm e}$ . (1)
Второй электрон необходим, чтобы забрать избыток энергии первого (его кинетич. энергию и энергию связи). При низких плотностях вероятность процесса (1) мала и преобладает двухчастичная рекомбинация с участием фотона (см. ниже). Что же касается ионизации. то в обоих случаях при отсутствии внеш. облучения она обусловлена столкновениями с электронами:
$X_z+{\rm e}\to X_{z+1}+2{\rm e}$ . (2)
Т.о., при высоких плотностях и отсутствии внеш. облучения И. р. обусловлено балансом двух взаимно обратных процессов (1) и (2). Это означает, что имеет место локальное термодинамическое равновесие (ЛТР). Случай низких плотностей наз. корональным пределом (КП), т.к. он хорошо реализуется в условиях солнечной короны (о ЛТР и КП см. в ст. Линейчатое излучение).

В условиях ЛТР число ионов определённой кратности полностью определяется макрохарактеристиками - темп-рой Т и электронной концентрацией Ne и не зависит от характеристик элементарных процессов ионизации и рекомбинации. При этом nz даются Саха формулой:
${n_{n+1}\over {n_z}}= S {g_{z+1}\over {g_z}}\; e^{-\chi_z/kT}$
где $S=2\;\left( {mkT\over {2\pi \hbar}}\right)^{3/2}\cdot {1\over {N_e}} $ (3)
$\chi_z$ и gz - энергия ионизации и статистич. вес иона Xz (точнее, суммарный статистич. вес уровней с энергией $\varepsilon< kT$). Фактор S можно записать в виде
$S=6\cdot 10^{21}\;\theta^{3/2}/N_e$, (4)
где $\theta$ - темп-ра в эВ ($\theta=T/11600$ К). Отсюда видно, что при всех плотностях и темп-рах, представляющих физ. интерес, S чрезвычайно велико.

При z >1 ф-ция nz(T) с ростом Т сначала растёт за счёт ионизации ионов с z' < z, а затем убывает за счёт ионизации ионов с Xz, в результате к-рой возникают ионы более высокой кратности. Число ионов Xz+1 становится больше, чем число ионов Xz при T>Tz, где
$T_z=\chi_z/k\ln \left({g_{z+1}\over {g_z}} \; S\right)$ и $kT_z\ll \chi_z$. (5)
Неравенство (5) связано с тем, что при привычных лабораторных плотностях плазмы вероятность столкновения трёх частиц намного меньше, чем двух. При $kT_z\ll \chi_z$ это компенсируется малым числом электронов, способных вызвать ионизацию. В то же время рекомбинировать могут все электроны.

При низких плотностях трёхчастичная рекомбинация становится очень редким событием, за исключением рекомбинационных переходов на очень высокие уровни энергии (с главным квантовым числом $n\ge$100, см. Рекомбинационные радиолинии). И. р. определяется балансом ударной ионизации и двухчастичной рекомбинации - излучательной (радиационной) и диэлектронной. При излучательной рекомбинации
$X_{z+1}+{\rm e}\to X_z+\gamma$, (6)
т.е. избыток энергии уносится фотоном $\gamma$. Диэлектронная рекомбинация - т.н, резонансный процесс, в к-ром избыток энергии идёт на возбуждение иона Xz+1 из осн. состояния $\alpha_0$ в состояние $\alpha$, а электрон е- захватывается на к.-л. уровень nl. В результате образуется двукратно возбуждённый ион Xz**, к-рый может перейти в обычное возбуждённое состояние Xz*, испустив фотон $\gamma$:
$X_{z+1}(\alpha_0)+{\rm e}^-\to X_z^{**}(\alpha nl)\to X_z^*(\alpha_0 nl)+\gamma$. (7)
Поскольку процессы (6), (7) и ударная ионизация не явл. взаимно обратными, ЛТР при низкой плотности не имеет места. При этом отношение nz+1/nz зависит не только от макропараметров, но и от характеристик элементарных процессов. В пределе низкой плотности (КП):
${n_{z+1}\over {n_z}}={q_i\over {q_{r\gamma}+q_{rd}}}$ , (8)
где qi - скорость ионизации, a $q_{r\gamma}$ и qкв - скорости (число актов в ед. времени) излучательной и диэлектронной рекомбинаций на все уровни иона Xz. Величина $q_{r\gamma}$ соответствует величине $\alpha_{полн,z}$ введённой в ст. Рекомбинация. В отличие от (3) распределение (8) не зависит от Ne, поскольку скорости ионизации и рекомбинации теперь одинаково зависят от Ne (они пропорциональны Ne). В условиях же ЛТР преобладает трёхчастичная рекомбинация, её скорость $\sim N_e^2$.
Ионизационные кривые nz(Т) для ионов
кислорода в корональном пределе.
Цифры у кривых показывают кратность
ионизации атома кислорода.

Пример ионизационных кривых для кислорода в условиях КП показан на рис. В КП степень ионизации максимальна. С ростом Ne вступает в игру трёхчастичная рекомбинация, nz+1/nz уменьшается (тем сильнее, чем больше Ne), т.е. ионизационные кривые nz(Т) сдвигаются в сторону больших темп-р. При этом существенную роль начинает играть ионизация из возбуждённых состояний (ступенчатая ионизация), особенно с метастабильных уровней. Для количественного решения задачи необходимо решение большой системы ур-ний баланса. В случае ЛТР неравенство $kT_z\ll \chi_z$ связано с малой вероятностью трехчастичных столкновений, а в условиях КП - с тем, что эл.-магн. взаимодействие (излучательная рекомбинация) гораздо слабее (~1/1373), чем электростатическое (ударная ионизация). Отношение потенциала ионизации $\chi_z$ к темп-ре T, при к-рой концентрация ионов Xz максимальна, зависит от соотношения скоростей процессов. Скорость ионизации убывает с ростом z. Поэтому величина $\beta_z=\chi_z/kT_z$, как правило, убывает с ростом z. Для водородо- и гелиеподобных ионов в КП при z >20 значение $\beta_z\le$4 и $\beta_z\le$10 при z < 8. Поэтому в очень горячей плазме различие в концентрациях ионов соседних z менее резкое.

Во многих астрофизич. объектах, в частности в зонах HII, в оболочках квазизвёздных объектов и др., И. р. определяется внеш. эл.-магн. излучением, темп-ра к-рого $T_\gamma\gg T_e$, где Te - электронная температура. Это означает, что в ионизации может участвовать много фотонов, в то время как лишь небольшая доля (быстрых) электронов, согласно неравенству (5), участвует в этом процессе. В результате резко увеличивается скорость ионизации. Рекомбинация при этом по-прежнему определяется электронной темп-рой.

Особое место занимает случай нестационарной ионизации, когда темп-ра или др. характеристики плазмы меняются со временем. Поскольку процесс рекомбинации медленный, при быстром понижении темп-ры степень ионизации отстаёт от темпа снижения Te. Этот случай характерен для рекомбинирующей плазмы. Возможна и обратная ситуация. Напр., в расширяющихся молодых оболочках сверхновых звёзд ионизация до высоких z (вплоть до голых ядер), соответствующих темп-ре ионов в несколько кэВ, не успевает осуществляться, что может привести к аномальному усилению линий гелиеподобных ионов.

Лит.:
Аллер Л., Атомы, звезды и туманности, пер. с англ., М., 1976; Каплан С.А., Пикельнер С.Б., физика межзвездной среды, М., 1979; Соболев В.В., Курс теоретической астрофизики, 2 изд., М., 1975; Вайнштейн Л.А., Собельман И.И., Юков Е.А., Возбуждение атомов и уширение спектральных линий, М., 1979.

(Л.А. Вайнштейн)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Публикации с ключевыми словами: ионизационное равновесие - ионизация - рекомбинация
Публикации со словами: ионизационное равновесие - ионизация - рекомбинация
Карта смысловых связей для термина ИОНИЗАЦИОННОЕ РАВНОВЕСИЕ
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.6 [голосов: 74]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования