Šiam straipsniui ar jo daliaitrūksta išnašų į patikimus šaltinius. Jūs galite padėti Vikipedijai pridėdamitinkamas išnašas su šaltiniais.

Striomgreno sfera (pagal danų mokslininkoBengt Strömgren, kuris pirmas aprašė šį reiškinį, vardą) –jonizuotovandenilio (H II sritis)sfera, supanti jaunas ir karštas O ir B spektrinio tipo žvaigždes. Žinomiausias tokio objekto pavyzdys yraRozetės ūkas.

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

Tarkime, kad analizuojama sritis yra ideali sfera, tolygiai užpildyta vien tik pilnai jonizuotu vandeniliu (x=1), taigi tuometprotonų tankis yra lyguselektronų tankiui (${\displaystyle n_e=n_p}$). Tokioje sferojerekombinacijos greitis turi būti lygusjonizacijos greičiui. Rekombinacijos greitis${\displaystyle N_R}$ į visus energijos lygmenis bus

${\displaystyle N_R=\sum _{n=2}^{\mathrm{\infty }}{N}_n}$.

Čia${\displaystyle N_n}$ 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${\displaystyle N_n}$ (su${\displaystyle n_e=n_p}$) bus lygus:

${\displaystyle N_n=n_e{n}_p{\beta }_n(T_e)=n_e^2{\beta }_n(T_e)}$,

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

${\displaystyle N_R=n_e^2{\beta }_2(T_e)}$.

Čia tūrinis rekombinacijos greitis${\displaystyle {\beta }_2(T_e)}$ apytiksliai lygus:

${\displaystyle {\beta }_2(T_e)\approx 2\times {10}^{-16}{T}_e^{-3/4}[{\mathrm{m}}^3{\mathrm{s}}^{-1}]}$.

Panaudoję vandenilio atomų skaičių (kuris iš esmės lygus protonų skaičiui)${\displaystyle n_p}$), galime įvesti jonizacijos laipsnį${\displaystyle 0\le x\le 1}$ taip, kad${\displaystyle n_e=x{n}_p}$.

Dabar galime užrašyti jonizacijos ir rekombinacijos balanso lygtį. Kairėje pusėje turime tūrinį rekombinacijos koeficientą${\displaystyle {\beta }_2}$ 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${\displaystyle S_{\ast }}$, lygus skaičiuifotonų, spinduliuojamų išžvaigždės visomis kryptimis ir galinčių jonizuoti neutralų vandenilio atomą.

${\displaystyle \frac{4\pi }{3}(nx{)}^2{\beta }_2{R}_S^3=S_{\ast }}$

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

${\displaystyle R_S={\left(\frac{3}{4\pi }\frac{S_{\ast }}{n^2{\beta }_2}\right)}^{\frac{1}{3}}}$

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 100pc. 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.

• H II sritis

• Astrofizika

• Straipsniai be šaltinių nenurodyta nuo kada
• Straipsniai be šaltinių be skydelio datos
• Straipsniai be šaltinių