Population angeregter H‐Niveaus in einer Strömgren‐Sphäre

In Kapitel 2.2 von Astrophysics of Gaseous Nebulae und AGN behaupten Ostriker und Ferland, dass man in Bezug auf die Ionisation annehmen kann, dass sich alle Atome im Grundzustand in einer Strömgren-Sphären-Umgebung befinden (statisch, homogen$n\approx 10/\mathrm{cm}^3$, isotherm$T\approx 10^4\,\mathrm{K}$reine Wasserstoffwolke um einen einzelnen Stern). Obwohl ich die Gültigkeit dieser Annahme nicht bezweifle, habe ich einige Probleme damit, wie sie sie rechtfertigen.

Sie schätzen die inverse Ionisationsrate für Wasserstoff im Grundzustand in einer typischen Entfernung vom Stern, was natürlich die Lebensdauer gegenüber der Ionisation aus dem Grundzustand ist$\tau_\mathrm{ion}^{1^2S}$. Dann sagen sie, dass die Abschätzung auch für Ionisationen von angeregten Niveaus gilt, und sie finden

wo$\tau_\mathrm{ion}$und$\tau$sind die typische Lebensdauer gegen Anregung bzw. die typische Lebensdauer angeregter Zustände. So weit, ist es gut. Im nächsten Schritt beenden sie ihre Argumentationskette jedoch damit, dass folglich jedes Atom in einem angeregten Zustand genügend Zeit hat, in den Grundzustand zu zerfallen, bevor es ionisiert werden kann, also alle Ionisationen aus dem Grundzustand stammen. Das ist zumindest mein Verständnis.

Mein Problem dabei ist folgendes: Angenommen, ich habe einen Mechanismus, der einen Großteil meiner Atome in einem angeregten Zustand hält. In diesem Fall, selbst wenn$\tau_\mathrm{ion}\gg\tau$, ich werde Ionisationen von diesem angeregten Niveau haben, einfach weil es immer bevölkert ist. Was man sich also meiner Meinung nach wirklich ansehen sollte, ist die Lebensdauer eines Atoms gegen Anregung.

Meine erste Frage ist: Übersehe ich etwas oder habe ich etwas falsch gemacht?

Und zweitens: Wenn meine Argumentation Sinn macht, muss man die Lebensdauer gegen die Erregung vergleichen$\tau$, rechts? Wo finde ich die entsprechenden Wirkungsquerschnitte für Strahlungs- und Stoßanregung? Ich konnte nur Ionisationsquerschnitte finden.