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Astrophysik mit hochgeladenen Ionen: Theorie und Experiment

Zoltán Harman

José R. Crespo López-Urrutia Oscar Versolato

Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg

• Gebunden-gebundene-, gebunden-freie und frei-freie Übergänge in Atomen und Ionen • Grundlagen der Atomstruktur: Wasserstoffatom, Schrödinger-Gleichung, Dirac-Gleichung, Einteilchenlösungen, spektroskopische Notation • Mehrelektronensysteme, Elektronenkonfigurationen, jj-Kopplung, Hartree-Fock-Verfahren, Feinstruktur der atomaren Niveaus, Elektronenkorrelation, moderne Rechenverfahren • Wechselwirkung von atomen und atomaren Ionen mit dem Strahlungsfeld: Photonenemission und Absorption, induzierte und spontane Zerfall, Einstein-Koeffizienten, elektrische Dipolübergänge, Auswahrregeln, Röntgenübergänge •Resonante Streuung von Photonen, Lebensdauer angeregter Zustände, natürliche Linienbreite, Lorentz-Profil, Oszillatorstärken, Dopplerverbreiterung, Stossverbreiterung, Gauss-Profil, Voigt-Profil

Astrophysik mit hochgeladenen Ionen: Theorie und Experiment

• Elemente der atomaren Streutheorie: Ebene- und Streuwellen, Wirkungsquerschnitt, S- und T-Matrix, Lippmann-Schwinger-Gleichung, Bornsche Reihe, Partialwellen-Entwicklung • Elektron-Ion-Stöße: Elektronstoßanregung, Elektronstoßionisation, Auger-Effekt • Photoionisation: direkte Photoeffekt, Übergangswahrscheinlichkeit, Wirkungsquerschnitt. Resonanzen, Auger-Zerfall, Quanteninterferenz, Fano Linienprofil • Photorekombination: radiative Rekombination, detailliertes Gleichgewicht, dielektronische Rekombination, Auger-Notation; Ratenkoeffizient der Rekombination; Quanteninterferenz • Ausbreitung der elektromagnetischen Strahlung: Opazität, Strahlungsdruck, Levitation

Astrophysik mit hochgeladenen Ionen: Theorie und Experiment

Vorausgesetzte Vorlesungen: Quantenmechanik, Elektrodynamik,

Statistische Physik

Empfohlene Literatur:

• Pradhan, Nahar: Atomic astrophysics and spectroscopy

• Padmanabhan: An invitation to astrophysics

• Rybicki, Lightman: Radiative processes in astrophysics

• Padmanabhan: Theoretical astrophysics, Vol. I: Astrophysical

processes

• Beyer, Shevelko: Introduction to the physics of highly charged ions

• Greiner: Relativistische Quantenmechanik - Wellengleichungen

• Eichler, Meyerhof: Relativistic atomic collisions

• Foot: Atomic physics

• Budker: Atomic physics

• Friedrich: Theoretische Atomphysik

• Mayer-Kuckuk: Atomphysik

Astrophysik mit hochgeladenen Ionen: Theorie und Experiment

Termine: • 30.04.: Einführung • 07.05.: JR • 14.05.: Z • 21.05.: JR • 28.05.: Z • 04.06.: JR • 11.06.: Z • 18.06.: JR • 25.06.: Z • 02.07.: JR • 09.07.: Z • 16.07.: JR • 23.07.: Z • Theory, practical implementation of calculational methods, and experiment will be discussed and compared in case studies.

Astrophysik mit hochgeladenen Ionen: Theorie und Experiment

•Bindungsenergie Z2 10 eV 140 keV

•Elektronenkorrelation Z0 Z -unabhängig

•Feinstruktur Z4 eV keV

•QED Z4 eV 300 eV

Skalierung der Parameter mit der Atomzahl Z

Die meisten Elemente liegen im

Universum in hochionisierter Form vor

H atom U92+

Röntgen Observatorien

X-Ray Multi-Mirror Mission (XMM)

Röntgen-, EUV und VUV-Emission

Krebsnebel

Hubble Space

Telescope (HST)

Chandra

Die Aufnahmen im

Sichtbaren und im

Röntgen zeigen

unterschiedliche

Aspekte des

beobachteten

Objektes.

Nach 23 Tagen

Belichtungszeit zeigte das

Chandra Deep Field North

einen Ausschnitt des

Himmels halb so groß wie

der Mond im Röntgen.

Über 500 Röntgenquellen,

meistens supermassive

Schwarze Löcher (mehrere

Millionen Sonnenmassen).

Ganz neue Aus- und Einsichten des Alls

HST + Chandra Deep Field South: Röntgen

Manche Röntgenquellen (blau)

sind heller als komplette Galaxien

Wenn ein Schwarzes Loch Materie vom Nachbarstern

verschlingt, wird Röntgenstrahlung emittiert.

Magnesium, Silizium, Eisen mit nur noch einem oder

zwei Elektronen...T = 30 Millionen °K

(Image courtesy of M. van der Klis, T. di Salvo and ESA)

Die gleichen Spektren können in unserem Labor erzeugt

werden, bei niedriger Auflösung...

Die Energieverteilung der

Elektronen im Plasma

verursacht breite

Strukturen

Liniengruppen

zeigen den

Ladungszustand an

...sowie auch bei hoher Auflösung

Die Verhältnisse der

Intensitäten dieser

drei Linien hängen

von der Dichte ab Diese Linien zeigen die

Temperatur und den

Anregungszustand

Akkretion füttert das Schwarze Loch

Relativistisch verbreitete Emissionslinien

• Stärkste Linie: Fe Kα bei 6.4 keV

• Beobachet in aktiven galaktischen Kernen und

um galaktischen Schwarzen Löchern

Linienprofile

Um Schwarze Löcher, Röntgenstrahlen photoionisieren

das umgebende medium: Photoabsorption-Linien

Absorption weicher Röntgenstrahlung

Große Unischerheiten in den Vorhersagen führen zu fehlerhaften Analysen der Plasmageschwindigkeit und Zusammensetzung

Identifikationsprobleme

Das Problem der Opazität

Strahlungstransport bestimmt die

Temperatur im Sonneninnneren

Strahlungsdominanz vom Eisen

Das Produkt dieser Größen bestimmt den

Strahlungstransport

•Übergangswahr

scheinlichkeit

wächst mit Z4

• Photonenergie

proportional zu

Z2

• Kosmische

Häufigkeit (30

ppm)

Hydro

gen-1 H

eliu

m-4

Oxygen-1

6

Carb

on-1

2

Nitro

gen-1

4

Neon-2

0

Sili

con-2

8

Magnesiu

m-2

4

Iron-5

6

Sulfur-

32

0 5 10 15 20 2510

5

106

107

108

109

1010

1011

1012

1013

Pho

ton

ic e

ner

gy

tra

nsf

er y

ield

(a.

u.)

Atomic number Z

Eisen

dominiert

Röntgen-

Bereich

Wenige Resonanzen sind für die

Photoabsorption verantwortlich

0 500 1000 15000

1x10-16

2x10-16

3x10-16

10-21

10-20

10-19

10-18

10-17

10-16

10-15

Inte

gra

ted

PI st

ren

gth

(cm

2 e

V)

Photon energy (eV)

Total strength

Resonant strength

Direct photoionization strength

Planck continuum

Cross section weighted

with Planck continuum

Resonances

dominate!

PI

cro

ss s

ecti

on

(cm

2)

Direct PI cross section

Total PI cross section

Image: Chandra Space Telescope, NASA/CXC/NGST

Spectrum: E. Behar et al., The Astrophysical Journal, 548:966-975, 2001

Diagnostische Linien erlauben Temperatur-,

Geschwindigkeit und Dichtebestimmungen

Produktion hochgeladner Ionen im Labor

radial potential electron beam space charge

15000 A/cm2

ne 1013 e-/cm3 axial potential

electrodes

Ibeam =450 mA

Methoden zur Erzeugung und Anregung

von Ionen, die typisch für die Sternen sind

Ion fangt Elektron und sendet ein Photon aus

Experimente: •Verändern Elektronenergie (x-Achse) •Messen Photonenergie (y-Achse)

Ionisieren und Rekombinieren mit Elektronen

Elektronenstrahlenergie (eV)

Ph

oto

ne

ne

rgie

(e

V)

2200 3200

30

00

4

00

0

He-artiges Ar16+

3

1

4

1

DR Resonanzen n=2 n=1

1e QED 4 eV

2e QED 0.2 eV

recoil 0.08 eV

0.04 eV uncertainty

Untersuchungen

mit

Elektronenstössen

Wellenlänge der Photonen (nm)

En

erg

ie d

er

Ele

ktr

on

en

(e

V)

11 15 20 30

17.5 18.0 18.5 19.0 19.5 20.0 20.5 21.0 21.5

0

100

200

300

Inte

nsit

ät (

Ere

igni

sse)

Wellenlänge (nm)

Experimente mit variabler Elektronenenergie

Photoanregung von HCI in Fallen

1010 Ionen/cm2

1012 Photonen/s

1 Zählereignis/s

Bild der gefangenen Ionen Fe13+

Ionen mit drei Elektronen, wie z. B. Fe23+, haben

die größten quantenelektrodynamische

Beimischungen in ihren Linien (bis 15% im U89+)

Laserspektroskopie im weichem Röntgen

Ein Röntgenlaser mit 50 eV Photonenergie regt

den 2s-2p-Übergang des Fe23+-Ions an.

Anregungs-

Strahl vom

FLASH Fluoreszenz wird

beobachtet

1% QED

Energiebeitrag 2s 2S1/2

2p 2P3/2

2p 2P1/2

direct PI

E=hn

Ekin+

Ebinding

resonant PI

K

L

E=hn

Eres

doubly excited

autoionizing

g

interference

Fano profiles

K

L

Photoionization

Photoionen: Extraktion und Analyse

Nach einer Zeit im Photonenstrahl werden die Ionen extrahiert und gezählt

Elektrostatischer

Ablenker

Elektronen-

kanone

Ionenfalle

Kollektor

Photonenstrahl

1013 Photonen/s

Wien filter

Detektor

Fe14+

Fe15+

B

E

Monochromator

extracted ions

Röntgen-

detektor

420 430 440 450 460 470 480 490

6

7

8

9

10

11

12

13

14

2s7

p

2s8

p

2s9

p

2s1

0p

2s1

1p

thre

sh

old

Photon energy (eV)

Pho

toio

niz

atio

n s

igna

l (a

rb. u.)

Ar8+

to Ar9+

420 422 424 447,4 447,6 447,8

30

31

32

33

34

Ar8+,10+,12+ Photoionisation

Kanten und Linien werden vermessen

Fe14+ Photoionisation

Vergleich mit Vorhersagen

Multikonfigurations-Entwicklung: MCDF, MCHF

3000 k

m/s

Ein Kilometer Beschleuniger für exclusive Versuche

Labor

letzter

km vom

SLAC

300 m

Undulatoren

Photonenpulse:

•2 mJ

•10...300 fs

•120 Hz

•550 eV...9000 eV

Linac Coherent Light Source

300 m lange Undulatoren erzeugen

Röntgenlaser

Fe16+ Röntgen-Laserspektroskopie

LLNL-NASA

microcalorimeter

Ge x-ray detector

EUV spectrometer Photoion analysis

EBIT

Photon diagnostics

0

1

2

3

4

5

6

7

8

9

10P

ho

ton

arr

iva

l tim

e (

s)

812 814 816 818 820 822 824 826 828 830 832

812 814 816 818 820 822 824 826 828 830 832

LCLS photon energy (eV)

Zeitkoinzidenz gegen

Photonenergie

Fe16+ Fe15+

Blend

Fe15+,16+

Fe16+ Röntgen-Laserspektroskopie

Spektrum: F9+ und O7+

Photons

Ions Electrons

Fluorescence

Extracted ions

Grating

spectrometer

Setup at Petra III

6550 6600 6650 6700-0.01

0.00

0.01

0.02

0.03

0.04

0.05

0.06

0.07

0.086550 6600 6650 6700

-0.01

0.00

0.01

0.02

0.03

0.04

0.05

0.06

0.07

0.08

tB-like

Flu

ore

scence y

ield

(arb

. unit)

Photon energy (eV)

r

hor

hor

hor

hor

q

w

tC-like

B-like

Flu

ore

scence y

ield

(arb

. unit)

Be-like

yr

vert

vert

vert

vert

vert

qVertical and horizontal detectors

Horizontal polarization of excitation beam

Fe HCI K-shell resonant excitation

• Heiße Plasmen sind für den Energie- und

Materiehaushalt des Weltalls wesentlich.

• Dort spielen hochgeladene Ionen eine

zentrale Rolle.

• Spektrale Beobachtungen erlauben

Diagnostik.

• Theorie wird mit genauen Labordaten

geprüft.

Kurzgefaßt: