Astrophysik mit hochgeladenen Ionen: Theorie und Experiment
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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 Astrophysik mit hochgeladenen Ionen: Theorie und Experiment • Gebunden-gebundene-, gebunden-freie und frei-freie Übergänge in Atomen und Ionen • Grundlagen der Atomstruktur: Wasserstoffatom, SchrödingerGleichung, 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-SchwingerGleichung, 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.: 07.05.: 14.05.: 21.05.: 28.05.: 04.06.: 11.06.: 18.06.: 25.06.: 02.07.: 09.07.: 16.07.: 23.07.: Einführung JR Z JR Z JR Z JR Z JR Z JR Z • Theory, practical implementation of calculational methods, and experiment will be discussed and compared in case studies. Die meisten Elemente liegen im Universum in hochionisierter Form vor Skalierung der Parameter mit der Atomzahl Z H atom •Bindungsenergie •Elektronenkorrelation •Feinstruktur •QED Z2 Z0 Z4 Z4 U92+ 10 eV 140 keV Z -unabhängig eV keV eV 300 eV 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. Ganz neue Aus- und Einsichten des Alls 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). 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... Liniengruppen zeigen den Ladungszustand an Die Energieverteilung der Elektronen im Plasma verursacht breite Strukturen ...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 Linienprofile Relativistisch verbreitete Emissionslinien • Stärkste Linie: Fe Kα bei 6.4 keV • Beobachet in aktiven galaktischen Kernen und um galaktischen Schwarzen Löchern Um Schwarze Löcher, Röntgenstrahlen photoionisieren das umgebende medium: Photoabsorption-Linien Absorption weicher Röntgenstrahlung Identifikationsprobleme Große Unischerheiten in den Vorhersagen führen zu fehlerhaften Analysen der Plasmageschwindigkeit und Zusammensetzung Das Problem der Opazität Strahlungstransport bestimmt die Temperatur im Sonneninnneren • Kosmische Häufigkeit (30 ppm) 10 10 10 9 10 8 10 7 10 6 10 5 Iron-56 11 0 5 10 Sulfur-32 10 Silicon-28 12 Magnesium-24 10 Neon-20 13 Carbon-12 Nitrogen-14 Oxygen-16 • Photonenergie proportional zu Z2 10 Hydrogen-1 Helium-4 •Übergangswahr scheinlichkeit wächst mit Z4 Photonic energy transfer yield (a. u.) Strahlungsdominanz vom Eisen Eisen dominiert RöntgenBereich 15 20 Atomic number Z Das Produkt dieser Größen bestimmt den Strahlungstransport 25 10 -15 10 -16 10 -17 10 -18 10 -19 10 -20 10 -21 3x10 -16 2x10 -16 1x10 -16 Direct PI cross section Total PI cross section Total strength Resonant strength Direct photoionization strength Planck continuum 2 Integrated PI strength (cm eV) 2 PI cross section (cm ) Wenige Resonanzen sind für die Photoabsorption verantwortlich Resonances dominate! Cross section weighted with Planck continuum 0 0 500 1000 Photon energy (eV) 1500 Diagnostische Linien erlauben Temperatur-, Geschwindigkeit und Dichtebestimmungen Image: Chandra Space Telescope, NASA/CXC/NGST Spectrum: E. Behar et al., The Astrophysical Journal, 548:966-975, 2001 Produktion hochgeladner Ionen im Labor Ibeam =450 mA axial potential electrodes radial potential electron beam space charge 15000 A/cm2 ne 1013 e-/cm3 Methoden zur Erzeugung und Anregung von Ionen, die typisch für die Sternen sind Ionisieren und Rekombinieren mit Elektronen Ion fangt Elektron und sendet ein Photon aus Experimente: •Verändern Elektronenergie (x-Achse) •Messen Photonenergie (y-Achse) 4000 4 1 3 1 3000 Photonenergie (eV) He-artiges Ar16+ DR Resonanzen 2200 n=2 n=1 3200 Elektronenstrahlenergie (eV) 1e QED 4 eV 2e QED 0.2 eV recoil 0.08 eV 0.04 eV uncertainty Untersuchungen mit Elektronenstössen Energie der Elektronen (eV) Intensität (Ereignisse) Experimente mit variabler Elektronenenergie 300 200 100 0 17.5 18.0 18.5 19.0 19.5 20.0 20.5 Wellenlänge (nm) 11 15 20 30 Wellenlänge der Photonen (nm) 21.0 21.5 Photoanregung von HCI in Fallen 1010 Ionen/cm2 1012 Photonen/s Bild der gefangenen Ionen Fe 13+ 1 Zählereignis/s Laserspektroskopie im weichem Röntgen Ein Röntgenlaser mit 50 eV Photonenergie regt den 2s-2p-Übergang des Fe23+-Ions an. 2p 2P3/2 2p 2P1/2 AnregungsStrahl vom FLASH 1% QED Energiebeitrag Fluoreszenz wird beobachtet 2s 2S1/2 Ionen mit drei Elektronen, wie z. B. Fe23+, haben die größten quantenelektrodynamische Beimischungen in ihren Linien (bis 15% im U89+) Photoionization direct PI E=hn g L K interference Fano profiles resonant PI E=hn Ekin+ Ebinding L Eres K doubly excited autoionizing Photoionen: Extraktion und Analyse Fe14+ Monochromator Wien filter Fe15+ extracted ions B Detektor Photonenstrahl 1013 Photonen/s E Elektrostatischer Ablenker Röntgendetektor Kollektor Ionenfalle Elektronenkanone Nach einer Zeit im Photonenstrahl werden die Ionen extrahiert und gezählt Ar8+,10+,12+ Photoionisation 33 12 11 2s10p 2s11p 2s9p Ar to Ar 9+ 2s8p 13 8+ 2s7p 14 threshold Photoionization signal (arb. u.) 34 32 31 30 420 424 447,4 447,6 447,8 Kanten und Linien werden vermessen 10 9 8 7 6 420 422 430 440 450 460 470 Photon energy (eV) 480 490 Fe14+ Photoionisation Vergleich mit Vorhersagen 3000 km/s Multikonfigurations-Entwicklung: MCDF, MCHF Linac Coherent Light Source Ein Kilometer Beschleuniger für exclusive Versuche letzter km vom SLAC 300 m Undulatoren Photonenpulse: •2 mJ •10...300 fs •120 Hz •550 eV...9000 eV Labor 300 m lange Undulatoren erzeugen Röntgenlaser Fe16+ Röntgen-Laserspektroskopie Photon diagnostics Ge x-ray detector EUV spectrometer EBIT Photoion analysis LLNL-NASA microcalorimeter Fe16+ Röntgen-Laserspektroskopie LCLS photon energy (eV) 812 814 816 818 820 822 824 826 828 830 832 830 832 10 Zeitkoinzidenz gegen Photonenergie 9 Photon arrival time (s) 8 7 Blend Fe15+,16+ Fe15+ Fe16+ 6 5 4 3 2 1 0 812 814 816 818 820 822 824 826 828 Spektrum: F9+ und O7+ Setup at Petra III Grating spectrometer Electrons Ions Fluorescence Extracted ions Photons Fluorescence yield (arb. unit) 0.08 0.07 0.06 0.05 0.04 0.03 0.02 0.01 0.00 -0.01 Fluorescence yield (arb. unit) Fe HCI K-shell resonant excitation 0.08 0.07 0.06 0.05 0.04 0.03 0.02 0.01 0.00 -0.01 Vertical and horizontal detectors Horizontal polarization of excitation beam q Be-like w B-like r y C-like 6550 6600 vert vert vert vert vert t 6650 6700 hor hor hor hor q B-like 6550 6600 r t 6650 Photon energy (eV) 6700 Kurzgefaßt: • 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.
