Équations · équation
Équation d'ionisation de Saha
Astrophysique · 1920
- Équation
- n_{i+1}·n_e / n_i = (2g_{i+1}/g_i)·(2πm_e k_B T / h²)^(3/2)·e^(−χ/k_B T)
- Domaine
- Astrophysique
- Nommé d'après
- Meghnad Saha
- Année
- 1920
Symboles
n_i, n_{i+1} densités numériques de deux états d'ionisation voisins · n_e densité électronique · g poids statistiques · m_e masse de l'électron · T température · χ l'énergie d'ionisation · k_B, h les constantes de Boltzmann et de Planck
Portée
Comment la matière chaude décide de son degré d'ionisation — l'équilibre thermique entre atomes, ions et électrons. Saha l'a écrite pour les atmosphères stellaires et elle a expliqué d'un coup la séquence spectrale : les étoiles O montrent de l'hélium ionisé et les étoiles M de l'oxyde de titane non parce qu'elles sont faites de matières différentes, mais parce qu'elles sont à des températures différentes. Cecilia Payne s'en est servie en 1925 pour montrer que les étoiles sont massivement de l'hydrogène. Appliquée à l'univers entier, elle date la recombinaison : l'hydrogène reste ionisé jusque vers 3000 K, bien en dessous des 158 000 K que suggèrent 13,6 eV, parce que les photons l'emportent sur les baryons d'un milliard contre un et que la queue de la distribution continue d'arracher les électrons. Ce retard explique que le fond diffus micro-onde ait été libéré à z ≈ 1100.
Types spectraux
Étoiles de type Y (naines Y)Étoiles de type T (naines T)Étoiles de type KÉtoiles de type BÉtoiles de type MÉtoiles de type GÉtoiles de type AÉtoiles de type L (naines L)Étoiles de type FÉtoiles de type O
Référencé par
constante
équation
événement
instrument
théorie
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