Quelltext der Seite Strömgren-Sphäre

[[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.

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.

== 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>\frac{4}{3} \pi \, r_1^3 \, N_{\rm H}^2 \, \alpha_B = Q(\rm H^0)</math>

mit
* dem Volumen <math>\frac{4}{3} \pi \, r_1^3</math> des (kugelförmig angenommenen) Gebiets ionisierten Wasserstoffs
** 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
* 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.

== 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

{{SORTIERUNG:Stromgren Sphare}}
[[Kategorie:Astrophysik]]