Laboratory and stellar spectroscopy of the complex ions Fe+, Mo+, Th+ and U+

Abstract: Popular Abstract in Swedish Större delen av den kunskap vi har om Universum får vi genom att undersöka det ljus som olika kosmiska objekt sänder ut. Det synliga ljuset från en stjärna består av kontinuerlig strålning (Planckstrålning) vars färg ger ett mått på temperaturen av stjärnans yta på samma sätt som färgen hos upphettade metallföremål. Vid en närmare undersökning av stjärnans spektrum kan man se mörka, smala absorptionslinjer eller absorptionsband. Dessa uppkommer då atomer, joner eller molekyler, som befinner sig i stjärnans yttre lager, absorberar ljus. Varje grundämne har sitt eget unika "fingeravtryck" i form av spektrallinjer och genom att jämföra sina laboratoriespektra med sitt stjärnspektrum, kan man bestämma den kemiska sammansättningen i stjärnas atmosfär. Linjerna i ett atomärt spektrum karakteriseras av energi, relativ intensitet och elektronövergång. De motsvarande atomära parametrarna är våglängd, oscillatorstyrka och energinivå. Våglängd är den primära parametern när det gäller identifiera linjer i ett stjärnspektrum. Kravet på den noggrannhet som behövs för våglängderna, styrs av upplösningen i det astronomiska spektret. Linjestyrkan (eller oscillatorstyrkan) är den storhet som behövs för att kunna bestämma förekomsten av ett ämne i en stjärna. Att mäta linjestyrkor i laboratoriet är svårare och mer tidskrävande än att mäta våglängder, eftersom det kräver en kombination av komplicerade experiment. Den nya generationens högupplösande spektografer som används inom modern astrofysik ställer höga krav på atomära laboratoriedata. Rymdbaserad spektroskopi med instrument som Goddard High Resolution Specrograph (GHRS) och dess efterföljare Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) ombord på Hubble Space Telescope (HST), har ökat behovet och kravet på atomära data för linjer vid extremt ultravioletta våglängder. Dessa kan inte observeras med markbundna teleskop, eftersom jordatmosfären absorberar det ultravioletta ljuset. Även för kortare (röntgen) och längre (infraröda) våglängder sker det en snabb utveckling inom observationell astronomi. Vid de våglängder som omfattar synligt ljus har det nyligen påbörjade användningen av Ultraviolet Echelle Spectrograph (UVES) på Very Large Telescope (VLT) ökat behoven för förbättrade atomära data i detta våglängdsområde. Atomära data som presenteras i denna avhandling har använts för analys av spectra från både HST och VLT. En spektakulär astrofysikalisk och kosmologisk tillämpning är åldersbestämningen av den metallfattiga stjärnan CS31082-001. Denna stjärna anses vara en av de älsta stjärnorna i Vintergatan och kan därmed användas för att sätta en undre gräns på Vintergatans ålder. I en artikel i Nature (Cayrel et al. 2001) rapporterade en grupp astronomer åldern av CS31082-001 som man gjort med hjälp radioaktiv datering. Principen för metoden är den samma som för kol-14 datering, men istället för kol använder man radioaktivt uran och thorium. Idéen bakom en sådan åldersbestämning är att bestämma innehållet av ett radioaktivt ämne i en stjärna i dag och jämföra det med innehållet då stjärnan bildades. Problemet med åldersbestämningen, som gjordes av Cayrel et al. (2001), var att det tidigare rapporterats olika värden på linjestyrkorna för de uran- och thoriumlinjer som användes. De olika linjestyrkorna för uranlinjen skilde med en faktor tre i litteraturen. Detta medförde, att felstaplarna på åldersbestämningen blev mycket stora. Vi har därför mätt om linjestyrkorna i både uran och thorium och därmed minskat felstaplarna i åldersbestämningen. Den reviderade åldern på stjärnan bygger nu bland annat på våra mätningar.