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 zgone z oczekiwanym rozkładem Maxwella. Warunki panujące w plaźmie elektronowej muszą jeszcze pozwalać całemu układowi na osiągnięcie 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 3000 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.
Wyniki pokazują, że rozkład Maxwelliana jest nadal najlepszym sposobem opisu populacji elektronów w regionach H II i w mgławicach planetarnych. Co powoduje zatem nieoczekiwane odchylenia od teoretycznych wskaźników dla ich linii emisyjnych? Autorzy zwracają uwagę, że nasze modele zakładają stałą temperaturę emisji plazmy, a w rzeczywistości temperatura elektronowa prawdopodobnie zmienia się przestrzennie w omawianych obszarach emisji.
Na rysunku: Obliczone rozwiązanie stanu równowagi dla obszaru H II. Na osi y przedstawiono ilości cząsteczek na jednostkę prędkości, na osi x - ich prędkości w elektronowoltach. Rozwiązanie to odbiega znacząco od rozkładu Maxwella dla energii wyższych niż ~13 eV. Źródło: Draine & Kreisch 2018.
Czytaj więcej:
- Cały artykuł
- Electron Energy Distributions in H II Regions and Planetary Nebulae: κ-distributions Do Not Apply, B. T. Draine and C. D. Kreisch 2018 ApJ 862 30
- On the Nonthermal κ-distributed Electrons in Planetary Nebulae and H II Regions: The κ Index and Its Correlations with Other Nebular Properties
Źródło: aasnova.org
Na zdjęciu powyżej: Fotografia Mgławicy Ślimak (NGC 7293) w podczerwieni i ultrafiolecie. Widać tu otoczki gazu świecącego wokół gorącego jądra mgławicy planetarnej. Naukowcy badają rozkład energii elektronów w mgławicy i w obszarach H II. Źródło: NASAJPL-Caltech.
