Чтение онлайн

6. Ионизация и возбуждение атомов.

Мы уже говорили о том, что высокая температура короны позволяет понять существование в ней многократно ионизованных атомов. Однако для определения степени ионизации атомов в короне нельзя применять обычную ионизационную формулу Саха, так как в короне отсутствует термодинамическое равновесие. В подобных случаях степень ионизации атомов находится путём рассмотрения тех элементарных процессов, которые ведут к ионизации, и обратных им процессов, т.е. рекомбинаций. В дальнейшем (в гл. V, VI и VII) будут получены формулы ионизации при отсутствии термодинамического равновесия для случая туманностей и оболочек нестационарных звёзд. Сейчас же для случая короны вопрос о степени ионизации атомов мы рассмотрим более кратко (хотя надо иметь в виду, что формулы ионизации для случаев туманности и короны сильно отличаются друг от друга вследствие различий в механизме ионизации).

Рассмотрим сначала для простоты ионизацию атомов водорода. Пусть, как и выше, n, n и ne — число нейтральных атомов (в первом состоянии), число протонов и число свободных электронов в 1 см^3 соответственно. Ионизация атомов может происходить как при столкновениях (из которых наибольшую роль играют столкновения со свободными электронами), так и под действием излучения. Число этих процессов, происходящих в 1 см^3 за 1 с, мы обозначим соответственно через nneB и nD. Обратными процессами являются рекомбинации при тройных столкновениях (без излучения) и рекомбинации, связанные с излучением (как самопроизвольные, так и вынужденные). Число рекомбинаций мы обозначим соответственно через ne^2nA и nenC. В стационарном состоянии число ионизаций равно числу рекомбинаций, т.е. выполняется равенство

nn

e

B

+

nD

=

n

e

^2

n

e

nC

.

(17.21)

При термодинамическом равновесии каждый прямой процесс компенсируется обратным процессом. В частности, число ионизаций при столкновениях равно числу рекомбинаций при столкновениях, т.е.

nB

=

n

e

nA

.

(17.22)

Аналогично число ионизаций под действием излучения равно числу рекомбинаций, связанных с излучением, т.е.

nD

=

n

e

nC

.

(17.23)

Формулы (17.22) и (17.23) переходят в обычную формулу ионизации (5.5), если подставить в них значения коэффициентов A, B, C и D для случая термодинамического равновесия (точнее говоря, при максвелловском распределении свободных электронов по скоростям и при планковской плотности излучения).

При отсутствии же термодинамического равновесия степень ионизации атомов находится из соотношения (17.21), в котором каждый член должен быть определён для заданных конкретных условий. Во внешних слоях звёзд и в туманностях, вследствие малой плотности вещества, рекомбинации при тройных столкновениях случаются гораздо реже рекомбинаций, связанных с излучением, т.е.

n

e

A

<<

C

.

(17.24)

Что же касается ионизаций, то, вообще говоря, они происходят как при столкновениях, так и под действием излучения. Как мы увидим дальше, в туманностях ионизация вызывается излучением горячих звёзд. В этом случае степень ионизации атомов определяется формулой (17.23) при соответствующей (отличной от планковской) плотности излучения. В короне же плотность ультрафиолетового излучения очень мала, и оно не играет никакой роли в ионизации атомов (за исключением первой ионизации металлов). Легко понять, что при огромной кинетической температуре короны ионизация атомов в ней вызывается электронными ударами. В данном случае из соотношения (17.21) получаем

n

n

=

B

C

.

(17.25)

Важно заметить, что степень ионизации в короне не зависит от плотности вещества (а зависит лишь от электронной температуры Te).

Теория ионизации атомов в короне была разработана И. С. Шкловским [7]. Произведённые им вычисления по формуле (17.25) для водорода привели к значениям величины n/n порядка 10 при Te10 кельвинов и порядка 10 при Te10 кельвинов (когда ne10 см^3). Эти значения величины n/n примерно в миллион раз меньше её значений в случае термодинамического равновесия при тех же температурах и плотностях.

Определение относительных чисел атомов металлов в разных стадиях ионизации также может быть сделано по формуле (17.25) (в которой под n теперь надо понимать концентрацию атомов в данной стадии ионизации, а под n — в последующей). Однако в этом случае для коэффициентов B и C приходится пользоваться приближёнными выражениями, так как квантовомеханические вычисления этих величин очень трудны. В табл. 22 приведены для примера значения относительных чисел атомов железа в разных стадиях ионизации при различных электронных температурах.

Таблица 22

Ионизация железа в короне Te·10

0,3

0,5

0,6

0,7

0,8

1,0

1,2

1,4

Fe X

Fe IX

0,092

0,83

1,6

2,9

6,0

13

30

–

Fe XI

Fe X

–

0,29

0,77

1,1

2,7

8

,0

12

22

Fe XII

Fe XI

–

0,10

0,30

0,52

1,1

3

,5

7

,2

12

Fe III

Fe II

–

0,030

0,10

0,29

0,47

1

,4

3

,4

7

,2

Fe XIV

Fe XIII

–

0,010

0,039

0,13

0,31

0

,66

2

,0

4

,3

Fe XV

Fe XIV

–

0,0033

0,014

0,047

0,12

0

,40

0

,82

1

,7

Мы видим, что при данной электронной температуре число атомов с возрастанием стадии ионизации сначала растёт, а затем убывает. Например, при Te=800 000 K наибольшее число атомов железа находится в стадии Fe XII.

Согласно наблюдениям, в спектре короны присутствуют линии Fe X — Fe XV, причём излучение в линиях разных ионов идёт от разных областей короны. На основании таблицы можно сказать, что температура короны должна быть порядка миллиона кельвинов, причём в разных областях она различна. Например, области короны, светящиеся в линиях Fe X — Fe XI, должны иметь температуру порядка 600 000 K, а области, светящиеся в линиях Fe XIII — Fe XIV, — температуру порядка 1 200 000 K. Иногда в спектре одного и того же места короны видны линии атомов, находящихся в весьма далёких друг от друга стадиях ионизации. Это можно объяснить тем, что луч зрения пересекает области с разными температурами.

Кроме рассмотренной выше обычной рекомбинации, в короне может играть существенную роль так называемая «диэлектронная рекомбинация». Этот процесс состоит в том, что данный ион возбуждается свободным электроном с энергией, меньшей энергии возбуждения, и электрон оказывается связанным с ионом. Иными словами, при таком процессе образуется атом или ион в более низкой стадии ионизации с двумя возбуждёнными электронами. Число диэлектронных рекомбинаций, происходящих в 1 см^3 за 1 с, равно nenC, т.е. даётся таким же выражением, как и число обычных рекомбинаций, но с другим значением C. Учёт диэлектронных рекомбинаций при изучении степени ионизации атомов в короне приводит к заключению, что температура короны должна быть примерно вдвое выше температуры, определённой ранее (см., например, [9]). Следует отметить, что диэлектронные рекомбинации могут иметь значение и для некоторых других объектов (высокотемпературных туманностей, окрестностей квазаров и т. п.).