ИОНИЗАЦИЯ СОЛНЕЧНОГО ВЕЩЕСТВА

Другим важным обстоятельством является то, что вещество на Солнце находится в состоянии значительной ионизации. Напомним основные факты, относящиеся к этому явлению.

Будем рассматривать вещество (для конкретности — газ), температура которого постепенно повышается. Тогда кинетическая энергия молекул газа будет неуклонно возрастать. При термодинамическом равновесии распределение энергии излучения по частотам описывается функцией Планка с единственным параметром — температурой Т. Движение молекул газа будет происходить так, что средняя кинетическая энергия их будет определяться также только этим параметром, а именно, будет равна где есть постоянная

Больцмана. Поэтому, если есть масса частицы — молекулярная масса, а — масса атома водорода, то средняя скорость частиц и определится из равенства

На самом деле среди частиц газа встречаются самые разнообразные скорости, но не все они равновероятны. Распределение частиц по скоростям описывается законом Максвелла, который гласит, что в термодинамическом равновесии, при достаточно многочисленных столкновениях частиц между собой, среди общего их числа N число частиц, обладающих скоростью в пределах от , равно

Максимум функции распределения, стоящей справа, приходится на значение скорости v=a такое, что

Эта скорость называется наивероятнейшей скоростью максвелловского распределения. Сопоставление с формулой (2.19) показывает, что . Скорость и называется средней квадратичной скоростью. Число частиц, движущихся со скоростями, отличными от , падает с ростом (или убыванием) скорости — быстро при низких температурах и медленно при высоких (рис. 11). Если наблюдаемая средняя квадратичная скорость движения частиц есть и, то температура, вычисленная по формуле (2.19), носит название кинетической температуры , и в частном случае, когда частицы — электроны, называется электронной температурой .

Итак, при росте температуры появляется все больше частиц, кинетическая энергия которых достигает уровня, достаточного, чтобы преодолеть работу сил, связывающих атомы внутри молекул, — начнется распад молекул, их диссоциация. При данной стационарной температуре имеется состояние диссоциационного равновесия, при котором число распадающихся и восстанавливаемых молекул за единицу времени постоянно.

Доля диссоциированных молекул совершенно точно определяется для данного вида молекул температурой и давлением газа.

Рис. 11. Показаны две кривые максвелловского распределения скоростей атомов аргона для температур 293 и 5750 К. Кривые дают относительное число частиц, обладающих данной скоростью v в интервале . Буквами и обозначены соответственно наивероятнейшая скорость и средняя квадратичная скорость , где m — масса частицы, равная произведению массы атома водорода на молекулярную массу

При достаточно высокой температуре наступает полная диссоциация: все молекулы распадаются на составляющие их атомы. Газ, если он раньше был многоатомным, превращается в одноатомный.

Столкновения атомов между собой и поглощение ими фотонов (квантов лучистой энергии) приводит прежде всего к возбуждению атомов. Подавляющее большинство атомов находится обычно в своем основном состоянии, при котором потенциальная энергия электронов в поле ядра атома в сумме с их кинетической энергией, т. е. полная внутренняя энергия атома, имеет наименьшее значение. Если употреблять планетарную модель водородного атома, то его основное состояние можно описывать, как будто электрон находится на самой «нижней» (т. е. ближайшей к ядру) орбите. Во всяком ином состоянии, кроме основного, атомобладает большей энергией или, как говорят, возбужден. Источником возбуждения атома могут быть или поглощение фотона или удар первого рода — неупругое столкновение с другой частицей, когда часть кинетической энергии их относительного движения расходуется на возбуждение атома. При данной температуре имеется тем меньше возбужденных атомов, чем выше их энергия возбуждения, которую обычно выражают в электрон-вольтах . Степень возбуждения в термодинамическом равновесии описывает формула Больцмана:

Здесь — число атомов данного рода в состоянии возбуждения, — число атомов в основном состоянии, — энергия возбуждения, k — постоянная Больцмана, которую в данном случае принято выражать в эВ/К, равная — так называемые веса состояний и основного; они определяются числом возможностей, имеющихся у атома для пребывания в i-м (соответственно — основном) состоянии. Энергия возбуждения легко определяется по частоте (или длине волны ) излучения, испускаемого атомом при возвращении в основное состояние; согласно фундаментальной формуле

    (2.23)

где h — постоянная Планка.

У водородного атома (рис. 12) переход с уровней 2, 3, 4,... на основной сопровождается излучением линий серии Лаймана: , имеющих длины волн 1216, 1026, 972, 949 и энергии возбуждения 10,15; 12,04; 12,72; 13,05 эВ соответственно.

Рис. 12. Водородные термы. Схема. Относительно основного уровня (0—1) показаны: слева — волновые числа справа — потенциалы возбуждения соответственных уровней в эВ

Из формулы (2.22) получается, что в фотосфере Солнца при температуре число атомов, находящихся в состояниях 2, 3, 4, 5 по отношению к основному, принятому за 10 000 000, будет т. е. возбужденных атомов водорода ничтожно мало по сравнению с невозбужденными. При повышении температуры их число будет расти, но недостаточно быстро: отношение достигнет лишь при , но при такой температуре вступает в силу следующий процесс, который резко уменьшает величину а тем самым и абсолютные количества и т. д. Этот процесс — ионизация, и состоит он в том, что при возрастающей энергии движения атомов и энергии световых квантов столкновения атомов между собой и поглощение фотонов могут привести к такому возбуждению атома, когда электрон вовсе покидает его.

В результате этого из одного нейтрального атома получаются две заряженные частицы: положительный ион и отрицательный электрон. В этом отношении ионизацию можно рассматривать как своеобразную диссоциацию. Конечно, в рассматриваемом объеме газа непрерывно происходят процессы ионизации и обратные им процессы восстановления нормальных атомов или, как их называют, процессы рекомбинации. При данной температуре устанавливается определенное состояние ионизационного равновесия, причем отношение числа ионизованных атомов к числу нейтральных n определяется не только температурой, но также и газовым давлением, точнее говоря, электронным давлением , так как чем оно больше, тем больше вероятность рекомбинации, т. е. воссоединения иона с электроном. При термодинамическом равновесии ионизационное состояние газа описывается уравнением Саха:

где — статистические веса ионизованного и нейтрального состояний атома (обычно порядка единицы), m — масса электрона, — энергия первой ионизации, выражаемая потенциалом, ускоряющим электроны как раз до такой скорости, когда они, столкнувшись с атомом, способны произвести работу удаления электрона, связанного с атомом; эту величину называют обычно потенциалом ионизации. Если поглощен квант энергия которого больше избыток энергии передается электрону и он покидает атом со скоростью v такой, что его кинетическая энергия

    (2.25)

Конечно, после первой ионизации может происходить вторая и т. д ионизация. Уравнение Саха для этого случая даст отношение числа ионов в двух последовательных стадиях ионизации и т. д. в функции потенциала — второй, третьей и более высоких степеней ионизации.

Водород имеет довольно высокий потенциал ионизации: 13,54 эВ. При и электронном давлении дин/см2 (см. таблицу 2) применение уравнения Саха дает для отношения числа ионов водорода к числу нейтральных атомов значение 0,0028, но при это отношение становится равным 1,35, а при оказывается 12,9, так что на рассмотренном сравнительно узком температурном интервале водород переходит от состояния вполне нейтрального в состояние полной ионизации. На самом деле, ввиду быстрого возрастания электронного давления в глубь солнечной атмосферы возрастание ионизации водорода с глубиной идет сравнительно медленно.

Гелий имеет еще более высокий потенциал ионизации, чем водород (24,46 эВ), и потому в солнечной атмосфере вплоть до больших глубин он неионизован.

Наоборот, большинство металлов имеет низкий потенциал ионизации и потому в солнечной фотосфере многие металлы (Li, Na, Mg, К, Са ...) сильно ионизованы.

Нормальный атом водорода Н можно рассматривать как ион по отношению к отрицательному иону водорода , причем потенциал ионизации оказывается очень низким, всего 0,75 эВ. Отношение в солнечной атмосфере равно 107. Число ионов сравнимо с числом возбужденных атомов водорода. Общее же число атомов водорода в атмосфере Солнца велико и ионы там достаточно многочисленны, чтобы стать главным источником непрерывного поглощения.