Anomalous Spectral Lines in Space and Laboratory Plasmas - Studies with HST and CRYRING

• Eta Carinae is one of the most massive and luminous stars in the Galaxy. A huge bipolar nebula and an equatorial disk give the object a characteristic shape. Close to the star there are gas clouds, which emit intriguing emission line spectra. One such region, the strontium filament, is studied in more detail in this thesis, and the identities of 600 emission lines are reported. Some of these require extra treatment, viz. allowed and forbidden lines of Ti II and Sr II. Many thin astrophysical plasmas emit parity-forbidden lines, which can be used to diagnose the plasma. The upper levels of these lines are metastable states, which have radiative lifetimes of the order of 1 second compared to 1 nanosecond for ordinary states. We have performed measurements of metastable lifetimes in complex ions applying a laser probing technique on a stored ion beam at the storage ring CRYRING (MSL, Stockholm). This thesis reports on 4 lifetimes in Fe II and 2 in Ti II, the first measured in such complex systems. The lifetimes are in the range 0.23 to 28 s. Experimental absolute transition probabilities for forbidden lines in [Fe II] are derived by combining the experimental metastable lifetimes with astrophysical branching fractions (BF). The BF’s are derived from spectra of the Weigelt blobs of Eta Carinae, which contain strong forbidden [Fe II] lines. In some stars the intensity of emission lines from specific high-excitation levels is greatly enhanced. They are explained as fluoresence lines from energy levels, which have an enhanced population due to selective photoexcitation. This is caused by an accidental coincidence in wavelength between a strong emission line and the pumped transition. We report on fluorescence lines and pumped levels in Fe II observed in the symbiotic star RR Telescopii.

• Popular Abstract in Swedish Mycket av dagens forskning inom astrofysik handlar på ett eller annat sätt om att förstå hur universum i allmänhet och vår galax i synnerhet fungerar. Var och hur har de grundämnen bildats som finns i stjärnor, planeter, gasmoln, på jorden och i våra kroppar? Det dominerande, och framgångsrika, sättet att ta reda på hur avlägsna astronomiska objekt ser ut och är uppbyggda är att studera ljuset som de sänder ut. Atomer från alla sorters grundämnen sänder ut ett karakteristiskt ljus. Ljuset som ett ämne sänder ut ändras dessutom beroende på förhållandena i gasen där atomerna befinner sig; olika temperatur, densitet och strålningsfält i plasmat gör att olika våglängder favoriseras. Att analysera ljuset från en stjärna eller ett gasmoln kan således ge kunskap om förhållanden där ljuset skickas ut. Med hjälp av en spektrograf delas ljuset upp i de ingående färgerna, ett spektrum. Det innehåller det blandade ljuset från alla atomer i gasmolnet. Motsvarande spektrum från ett laboratorieplasma innehåller bara linjer från de ämnen som finns i ljuskällan. Om spektralanalys av ett grundämne i laboratoriet liknas vid att studera ett ämnes fingeravtryck kan spektralanalys av ett astronomiskt objekt liknas vid att studera fingeravtrycken på ett dörrhandtag. Laboratoriespektrerna tjänar då som referens. Genom att sortera ut enskilda avtryck från handtaget kan man inte bara se vem som passerat, utan också hur många gånger och kanske hur snabbt. Elektronen kan bara röra sig i speciella banor runt atomen. Dessa banor är olika för olika ämnen. Atomens karakteristiska ljus uppkommer när elektronen byter bana och skickar ut den extra energin som ljus av en speciell färg. Det är dessa ljusblixtar, fotoner, som observeras i spektrumet. Varje övergång motsvarar en specifik färg, en våglängd. Genom att jämföra de observerade våglängderna från stjärnan med laboratorievåglängder kan grundämnena i stjärnan identifieras. Hur länge elektronen stannar i en yttre bana, ett exciterat tillstånd, innan den skickar ut en foton är också intressant. Med hjälp av den tiden, det exciterade tillståndets livstid, kan man ta reda på vissa förhållanden i gasen, såsom täthet och temperatur. Att mäta livstiden för en energinivå, dvs den förväntade tid den befinner sig här innan den faller tillbaka, kan jämföras med att studera antalet bitar i en skål godis. I början minskar antalet fort men det äts allt långsammare när antalet sjunker. Likadant är det med en grupp atomer som befinner sig i ett exciterat tillstånd. De flesta hoppar ner snabbt, ganska många en stund senare och medan de sista stannar länge. Genom att mäta hur många som är kvar vid olika tider kan en medeltid beräknas, den tid som atomen förväntas vara kvar innan den åker in till en annan bana. Detta har vi kunnat mäta genom att låta atomerna cirkulera i en lagringsringmed nästan vakuum. Det låga trycket minimerar kollisioners inverkan. De exciterade tillstånd i atomerna som vi har mätt är långlivade och elektronerna stannar väldigt länge innan de hoppar in. Länge, på en atomär skala, är några sekunder jämfört med miljarddels sekunder för normala tillstånd. Antalet atomer mäts genomatt lysa på atomernamed en lasermed en noga inställd våglängd. Endast de atomer som befinner sig i det tillståndet som mäts kommer då att detekteras. Emissionslinjer från de nivåer i järn och titan vi har mätt observeras i stjärnan Eta Carinae och dess omgivande gas, och de mätta livstiderna används i diagnostiken av plasmorna. Vi har undersökt ljuset från den stora stjärnan Eta CarinaemedHubble-teleskopet (HST). Eta är en av de tyngsta och ljusstarkast stjärnorna i Vintergatan, med en massa på 130 solmassor och en luminositet flera miljoner gånger större. En av de stora fördelarna att observera från rymden, jämfört med markbaserade teleskop är att man även kan analysera ultraviolett och infrarött ljus som annars till stor del absorberas i jordens atmosfär. En annan är att man kan särskilja ljuset från platser som ligger nära varandra, relativt sett. Vi har speciellt undersökt ljuset från gasbubblor som ligger några ljusdagar från stjärnan. Eftersom avståndet till Eta Carinae är 7500 ljusår blir vinkeln mellan stjärnan och gasbubblorna ungefär en bågsekund, vilket är en 3600-dels grad. Det motsvarar att man från Lund kan titta på en buss i Stockholm och särskilja ljuset från de två olika strålkastarna. För varje strålkastare kan man dessutom noggrant separera färgerna hos ljuset, vilket t.ex. innebär att skilja på mer än 1000 olika nyanser i det röda ljuset. Spektralanalysen, dvs tolkningen av de olika färger och våglängder som atomerna skickar ut, av de olika delarna av gasmolnen som vi har undersökt skall i förlängningen leda till en bättre förståelse för hur Vintergatans tyngsta stjärnor utvecklas. Dessutom har vi, med gasmolnen i Eta Carinae som hjälp, kunnat ta reda på hur atomer uppför sig under onormala betingelser. Den miljö som finns i dessa tunna gasmoln gör att vi kan mäta vissa egenskaper hos atomer som inte kan göras i laboratorier på jorden. Denna avhandling visar hur växelverkan mellan astrofysik och atomfysik inte bara ger fundamental kunskap om de stora stjärnorna i universum utan även om de små atomerna, var de än befinner sig.

Ämnesord

NATURVETENSKAP  -- Fysik -- Astronomi, astrofysik och kosmologi (hsv//swe)

NATURAL SCIENCES  -- Physical Sciences -- Astronomy, Astrophysics and Cosmology (hsv//eng)

Nyckelord

magnetic resonance

supraconductors

magnetic and optical properties

electrical

Condensed matter:electronic structure

strontium

titanium

CRYRING

iron

STIS

metastable levels

HST

RR Telesopii

Eta Carinae

line identification

fluorescence

forbidden lines

Atomic Spectroscopy

lifetime measurements

Astronomy

Astronomi

rymdvetenskap

cosmic chemistry

space research

spektroskopi

supraledare

magnetiska och optiska)

egenskaper (elektriska

Kondenserade materiens egenskaper:elektronstruktur

magnetisk resonans

relaxation

spectroscopy

kosmisk kemi

Fysicumarkivet A:2003:Hartman

Publikations- och innehållstyp

dok (ämneskategori)

vet (ämneskategori)