Astrophysik mit hochgeladenen Ionen: Theorie und Experiment

Werbung
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.
Herunterladen
Explore flashcards