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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: