Астронет > 4.4 Зоны НII

Астронет: К. А. Постнов/ГАИШ Лекции по Общей Астрофизике для Физиков
http://variable-stars.ru/db/msg/1170612/node25.html

Лекции по Общей Астрофизике для Физиков

<< 4.3 Тепловая неустойчивость | Оглавление | 4.5 Молекулярные облака >>

4.4 Ионизованный водород и зоны НII

Водород - самый распространенный элемент МЗС. Потенциал ионизации водорода с основного уровня эВ, поэтому водрод может быть ионизован квантами больших энергий (т.е. излучением с длиной волны короче Лаймановского континуума A, Гц). Помимо ионизации фотонами возможна ионизация электронным ударом. Формально "температура ионизации", соответствующая энергии 13.6 эВ, очень велика - около 158000 К, однако ионизация водорода наступает значительно раньше, начиная с температур около 3000 К, и к 10000 К водород полностью ионизован. Это связано с тем, что относительная концентрация ионов определяется ионизационным равновесием в плазме, т.е. динамическим балансом процессов ионизации и рекомбинации. При этом следует иметь в виду, что при столкновении электрона с ионом вероятность ионизации намного больше, чем вероятность рекомбинации. Поэтому максимум функции достигается при температуре ( - энергия ионизации иона ), когда мала доля электронов с энергией достаточной для для ионизации атома. Отметим, что с ростом заряда иона отношение становится меньше. Необходимые для поддержания ионизационного равновесия возбуждение и ионизация атомов осуществляется электронами с энергией , т.е. экспоненциально малой долей высокоэнергичных электронов из "хвоста" максвелловского распределения. В условиях ЛТР степень ионизации ионов определяется по формуле Саха.

Зоны НII - очень распространенный вид туменностей вокруг горячих звезд, характеризующихся полной ионизацией водорода УФ-излучением с A. Яркие гигантские зоны HII, отлично видимые в других галактиках, являются индикаторами зон активного звездообразования, где много молодых горячих звезд высокой светимости ранних спектральных классов. УФ квантов может быть так много, что весь водород вокруг зоны звездообразования ионизован, так что граница таких зон HII носит размытый клочкообразный характер, отслеживающий распределение плотности атомарного водорода. Но во многих случаях граница зоны HII определяется мощностью УФ-излучения центрального источника и носит резкий характер. Толщина переходной зоны порядка пк, в сотни раз меньше характерных размеров самой туманности. Это связано с лавинообразным характером нарастания оптической толщи для квантов в переходной области.

Физические условия в зонах HII далеки от термодинамического равновесия, ионизация элементов расчитывается на основе условий ионизационного равновесия (гл. образом балансом фотоионизации и радиационной рекомбинации). Температура зон HII определяется балансом нагрева УФ-излучением (при фотоионизации часть энергии фотона переходит в кинетическую энергию оторванного при фотоионизации электрона, который при дальнейших соударениях передает эту энергию другим частицам) и охлаждения в запрещенных линиях тяжелых элементов OII, OIII, NII (электроны затрачивают тепловую энергию на возбуждение метастабильного уровня, а испускаемый квант выходит из туманности и тем самым происходит охлаждение). В зависимости от температуры центральной звезды температура зон HII порядка 6000-10000 K.

Радиус стационарной зоны HII, ограниченной излучением, определяется равенством числа квантов с A, испускаемой центральной звездой (звездами) за единицу времени, числу рекомбинаций водорода за единицу времени на все уровни, выше первого, во всем объеме туманности:

(4.10)

Здесь

- коэффициент спонтанной радиационной рекомбинации на все уровни, выше первого,

- концентрация электронов и протонов, соответственно. Рекомбинация на первый (основной) уровень приводит к испусканию нового

кванта с

A, который поглощается внутри туманности, вызывая ионизацию другого атома водорода, т.е. не изменяет число ионизованных атомов по туманности в целом, и должна быть исключена из баланса.

Сделаем численную оценку. Число квантов, испускаемое звездой за единицу времени