Strömgren-Sphäre: Unterschied zwischen den Versionen

Aktuelle Version vom 27. Juli 2020, 11:44 Uhr

Der Rosettennebel, eine Strömgren-Sphäre

Die Strömgren-Sphäre, benannt nach Bengt Strömgren, ist in der theoretischen Astrophysik das H-II-Gebiet um einen Stern, in dem dieser durch seine ultraviolette Strahlung einen Wasserstoffnebel ionisieren kann. Im Idealfall homogener Gasdichte ist dieser Nebel kugelförmig.

Am Rande der Strömgren-Sphäre ist alle ionisierende Strahlung verbraucht, und das ionisierte Gebiet endet. Genaue Rechnungen zeigen, dass dieser Übergang von hauptsächlich ionisiertem zu neutralem Gas über eine Distanz erfolgt, die im Vergleich zur Größe des Nebels kurz ist; die Strömgren-Sphäre ist also scharf begrenzt. Der Radius einer Strömgren-Sphäre hängt ab von der spektralen Energieverteilung und von der Dichte des Wasserstoffnebels. Normalerweise erzeugen nur Sterne der Spektralklassen O oder B Strahlungsfelder mit genügend ultravioletter Strahlung, um nennenswerte Strömgren-Sphären zu haben.

Mathematische Beschreibung

Das Gleichgewicht zwischen der Zahl der Rekombinationen von ionisiertem Wasserstoff und freien Elektronen zu neutralem Wasserstoff H⁰ (linke Seite) und der Zahl der Ionisationen neutralen Wasserstoffs (rechte Seite), jeweils pro Sekunde im gesamten ionisierten Nebel, lässt sich beschreiben als

{\frac {4}{3}}\pi \,r_{1}^{3}\,N_{\rm {H}}^{2}\,\alpha _{B}=Q({\rm {H^{0})}}

mit

dem Volumen $ {\frac {4}{3}}\pi \,r_{1}^{3} $ des (kugelförmig angenommenen) Gebiets ionisierten Wasserstoffs
- dem Radius $r_{1}$ des Gebiets ionisierten Wasserstoffs, auch Strömgren-Radius genannt. Für einen Wasserstoffnebel mit einer Dichte von einem Atom bzw. Ion je Kubikzentimeter beträgt dieser Radius etwa 100 pc für die heißesten Hauptreihensterne vom Spektraltyp O5 und nur noch etwa 10 pc beim Spektraltyp B0.5; bei höherer Dichte entsprechend kleiner.
der Teilchenzahl $N_{\rm {H}}$ des Wasserstoffs
dem Rekombinationskoeffizient $\alpha _{B}$ , ein von den atomaren Eigenschaften des Wasserstoffs und der Temperatur im Nebel bestimmter Parameter der Dimension 1/(Volumen * Zeit)
der Emissionsrate $Q({\rm {H^{0})}}$ ionisierender Photonen (Energie > 13,6 eV) des anregenden Sterns.

Literatur

Arnold Hanslmeier: Einführung in Astronomie und Astrophysik, 2. Auflage 2007, Spektrum Akademischer Verlag, ISBN 978-3-8274-1846-3, S. 391–392
James B. Kaler: Sterne und ihre Spektren, Spektrum Akademischer Verlag 1994, ISBN 3-86025-089-2, S. 244

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-Die '''Strömgren-Sphäre''', benannt nach [[Bengt Strömgren]], ist in der theoretischen [[Astrophysik]] das [[H-II-Gebiet]] um einen Stern, in dem dieser durch seine [[Ultraviolett|ultraviolette]] Strahlung einen [[Wasserstoff]]nebel [[Ionisation|ionisieren]] kann. Im Idealfall homogener Gasdichte ist dieser Nebel kugelförmig. Am Rande der Strömgren-Sphäre ist alle ionisierende Strahlung verbraucht, und das ionisierte Gebiet endet. Genaue Rechnungen zeigen, dass der Übergang von hauptsächlich ionisiertem zu neutralem Gas über eine im Vergleich zur Größe des Nebels kurze Distanz erfolgt, die Strömgren-Sphäre ist also scharf begrenzt. Der Radius der Strömgren-Sphäre eines Sterns hängt von der [[Elektromagnetisches Spektrum|spektralen]] Energieverteilung und von der Dichte des Wasserstoffnebels ab. Normalerweise erzeugen nur Sterne der [[Spektralklasse]]n O oder B Strahlungsfelder mit genügend ultravioletter Strahlung, um nennenswerte Strömgrensphären zu haben.
+[[Datei:Rosette nebula Lanoue.png|mini|Der [[Rosettennebel]], eine Strömgren-Sphäre]]
+Die '''Strömgren-Sphäre''', benannt nach [[Bengt Strömgren]], ist in der [[theoretische Astrophysik|theoretischen Astrophysik]] das [[H-II-Gebiet]] um einen Stern, in dem dieser durch seine [[ultraviolett]]e Strahlung einen [[Wasserstoff]][[Nebel (Astronomie)|nebel]] [[Ionisation|ionisieren]] kann. Im Idealfall homogener Gas[[dichte]] ist dieser Nebel kugelförmig.
-== Beziehung zwischen Strömgren-Radius, Gasdichte, und Eigenschaften des ionisierenden Sterns ==
+Am Rande der Strömgren-Sphäre ist alle [[ionisierende Strahlung]] verbraucht, und das ionisierte Gebiet endet. Genaue Rechnungen zeigen, dass dieser Übergang von hauptsächlich ionisiertem zu neutralem Gas über eine Distanz erfolgt, die im Vergleich zur Größe des Nebels kurz ist; die Strömgren-Sphäre ist also scharf begrenzt. Der Radius einer Strömgren-Sphäre hängt ab von der [[Elektromagnetisches Spektrum|spektralen]] Energieverteilung und von der Dichte des Wasserstoffnebels. Normalerweise erzeugen nur Sterne der [[Spektralklasse]]n&nbsp;O oder&nbsp;B Strahlungsfelder mit genügend ultravioletter Strahlung, um nennenswerte Strömgren-Sphären zu haben.
-Das Gleichgewicht zwischen der Zahl der [[Rekombination (Physik)|Rekombinationen]] von ionisiertem Wasserstoff und freien Elektronen zu neutralem Wasserstoff je Sekunde, und der Zahl der [[Ionisation]]en neutralen Wasserstoffs je Sekunde im gesamten ionisierten Nebel lässt sich beschreiben als
+== Mathematische Beschreibung ==
+Das Gleichgewicht zwischen der Zahl der [[Rekombination (Physik)|Rekombinationen]] von ionisiertem Wasserstoff und freien Elektronen zu neutralem Wasserstoff&nbsp;H<sup>0</sup> (linke Seite) und der Zahl der [[Ionisation]]en neutralen Wasserstoffs (rechte Seite), jeweils pro Sekunde im gesamten ionisierten Nebel, lässt sich beschreiben als
-<math>{4 \pi\over3}r_1^3N_{\rm H}^2\alpha_B = Q(\rm H^0)</math>
+:<math>\frac{4}{3} \pi \, r_1^3 \, N_{\rm H}^2 \, \alpha_B = Q(\rm H^0)</math>
-wobei
+mit
+* dem Volumen <math>\frac{4}{3} \pi \, r_1^3</math> des (kugelförmig angenommenen) Gebiets ionisierten Wasserstoffs
-<math>r_1</math> Radius des Gebiets ionisierten Wasserstoffs oder '''Strömgren-Radius'''. Für einen Wasserstoffnebel mit einer Dichte von einem Atom bzw. Ion je Kubikzentimeter ist dieser Radius etwa 100 [[Parsec|pc]] für die heißesten [[Hauptreihe]]nsterne vom Spektraltyp O5 und nur noch etwa 10 pc beim Spektraltyp B0.5, bei höherer Dichte entsprechend kleiner.
+** dem Radius <math>r_1</math> des Gebiets ionisierten Wasserstoffs, auch '''Strömgren-Radius''' genannt. Für einen Wasserstoffnebel mit einer Dichte von einem Atom bzw. [[Ion]] je Kubikzentimeter beträgt dieser Radius etwa 100&nbsp;[[Parsec|pc]] für die heißesten [[Hauptreihe]]nsterne vom Spektraltyp&nbsp;O5 und nur noch etwa 10&nbsp;pc beim Spektraltyp&nbsp;B0.5; bei höherer Dichte entsprechend kleiner.
+* der [[Teilchenzahl]] <math>N_{\rm H}</math> des Wasserstoffs
-<math>N_{\rm H}</math> Dichte des Wasserstoffs (cm<sup>−3</sup>).
+* dem [[Rekombinationskoeffizient]] <math>\alpha_B</math>, ein von den atomaren Eigenschaften des Wasserstoffs und der Temperatur im Nebel bestimmter Parameter der Dimension 1/(Volumen&nbsp;*&nbsp;Zeit)
+* der Emissionsrate <math>Q(\rm H^0)</math> ionisierender [[Photon]]en (Energie > 13,6&nbsp;[[Elektronenvolt|eV]]) des anregenden Sterns.
-<math>\alpha_B</math> [[Rekombinationskoeffizient]], ein von den atomaren Eigenschaften des Wasserstoffs und der Temperatur im Nebel bestimmter Parameter (cm<sup>3</sup>s<sup>−1</sup>).
-<math>Q(\rm H^0)</math> Emission ionisierender Photonen (Energie > 13.6 eV) des anregenden Sterns (s<sup>−1</sup>).
 == Literatur ==