Elektrony w ośrodku międzygwiazdowym | Urania - Postępy Astronomii

"Zachowanie się elektronów w gęstych ośrodkach międzygwiazdowych jest wciąż przedmiotem badań. Tak zwane obszary H II i mgławice planetarne, bąble zjonizowanego gazu otaczające odpowiednio młode, masywne gwiazdy i umierające gwiazdy, są przykładami takich właśnie regionów. Możemy dziś stosunkowo łatwo obliczyć ich gęstość, skład chemiczny i temperaturę dzięki obserwacjom pochodzących z nich linii emisyjnych, jednak nasza wiedza o fizyce tworzącej je plazmy opiera się w dużej mierze na założeniach.

Zakłada się na przykład, że elektrony w tych dyfuzyjnych środowiskach podlegają rozkładowi Maxwella-Boltzmanna, który dobrze opisuje rozkład prędkości układu cząstek znajdujących się w stanie równowagi termodynamicznej. Rozkład Maxwella-Boltzmanna opisuje rozkład prędkości cząstek gazu, w którym poruszają się one swobodnie i nie oddziałują ze sobą, z wyjątkiem bardzo krótkich zderzeń sprężystych. Wynika z niego, że prędkości cząsteczek zależą od temperatury oraz ich masy molowej. Wraz ze wzrostem temperatury rozkład ten poszerza się, a prędkości cząstek (prędkość najbardziej prawdopodobna i średnia) zwiększają się. Zależność rozkładu od mas cząsteczek sprawia natomiast, że w tej samej temperaturze cząsteczki gazów o mniejszej masie molowej poruszają się średnio szybciej niż cząsteczki gazów o masie większej.

Ale obserwowane jasności linii emisyjnych mgławic i obszarów H II nie zawsze zgadzają się z teoretycznie przewidywanymi wartościami wynikającymi z tego rozkładu. Fizycy zastanawiają się więc, czy to założenie jest faktycznie prawidłowe.

Proponowaną alternatywą dla rozkładu Maxwella-Boltzmanna jest na przykład rozkład 𝜿 (kappa), w którym występuje więcej cząsteczek o wysokich prędkościach i który bywa już stosowany do opisu populacji elektronów w gorącym wietrze słonecznym. Który rozkład lepiej pasuje do regionów H II (obłokom z dużymi ilościami zjonizowanego atomowego wodoru) i mgławic?

Bruce Draine i Christina Kreisch z Princeton zbliżyli się nieco do rozwiązania tego problemu, podając rozwiązanie dla tzw. stacjonarnego rozkładu energii elektronowej w regionach H II i mgławicach planetarnych. Wykazali, że rozkład energii elektronów w stanie równowagi jest bardzo zbliżony do rozkładu Maxwella. Istnieje też wprawdzie długi, wysokoenergetyczny >>ogon<< tego rozkładu, ale zawiera on jedynie ～0,000005% wszystkich elektronów w przypadku mgławicy planetarnej i jeszcze mniej tych cząstek w przypadku obszaru H II - nie na tyle dużo, aby spowodować obserwowalne odchylenie od teoretycznych trendów dla tego rozkładu.

Na zdjęciu: NGC 604 - olbrzymi obszar H II w Galaktyce Trójkąta. Źródło: NASA

Nie wystarczy jednak dowieść, że rozwiązanie stacjonarne jest zgodne z oczekiwanym rozkładem Maxwella. Warunki panujące w plazmie elektronowej muszą jeszcze pozwalać całemu układowi na osiągnięcie stanu stanu równowagi w >>rozsądnym czasie<<. Aby to zbadać, autorzy omawianej pracy przeprowadzili modelowanie komputerowe ewolucji czasowej dla populacji elektronów o wysoce nietermicznym rozkładzie. Okazuje się, że zarówno obszary H II jak i mgławice planetarne szybko osiągają ten stan równowagi. Przykładowo, w przypadku słynnej Mgławicy Oriona, w której gęstość elektronów wynosi około 3 000 cząstek na centymetr sześcienny, tak zwany czas relaksacji wynosi zaledwie 30 sekund. Dla Mgławicy Ślimak czas ten jest dłuższy, ale wciąż na tyle krótki, by szybko mogła ona osiągnąć ten stan".

Źródło cytatu:
Elektrony w ośrodku międzygwiazdowym | Urania - Postępy Astronomii

Opracowanie artykułu źródłowego:
Kuligowska

Więcej:
Cały artykuł

Źródło: aasnova.org