Measurements of Oscillator Strengths in Fe, Zr, Mo and Ce

Abstract: Popular Abstract in Swedish En enkel beskriving av atomen kan utgå från Bohrs atommodell (som emellertid ej är användbar för en exaktare beskrivning): runt kärnan, som består av positivt laddade protoner och neutrala neutroner, kretsar elektroner. Vilket grundämne det är bestäms av antalet protoner i kärnan. Antalet elektroner för en atom är detsamma som antalet protoner i kärnan. Tillförs atomen tillräckligt med energi kan en eller flera elektroner avlägsnas från atomen. Atomen joniseras och har gått från att vara en atom till att bli en jon. I atomer, likväl som i joner, kan elektronerna endast befinna sig i vissa bestämda banor, tillstånd. När elektronerna befinner sig i de banor som ger lägst energi säger man att atomen befinner sig i grundtillståndet. Om atomen tillförs energi är det möjligt att få en elektron att byta till ett tillstånd med högre energi. Man säger att atomen eller jonen exciterats. Elektronen stannar emellertid ej i detta tillstånd en längre tid. Precis som ett klot på toppen av en kulle strävar efter en plats med lägre energi, det vill säga att rulla ner, strävar elektronen efter att ta sig till ett tillstånd med lägre energi. Eftersom endast vissa tillstånd, eller energier, är tillåtna kommer elektronen att ta ett kvantsprång till ett lägre liggande tillstånd. Energiprincipen säger dock att energi inte kan förstöras, utan bara omvandlas mellan olika former av energi. Precis som i fallet med klotet, där lägesenergin omvandlas till rörelseenergi när klotet rullar nerför backen, måste alltså energiskillnaden ta vägen någonstans. Detta sker genom att atomen skickar ut ett energikvantum, en foton. Denna foton kommer att ha samma energi som skillnaden i energi mellan de två tillstånd som elektronen hoppade mellan. Resultatet av ett sådant språng kan observeras i ett instrument som en spektrallinje. Eftersom alla atomer och joner har olika tillåtna banor för elektronen, kommer varje grundämne och jon att skicka ut fotoner med olika energi, eller olika våglängd. På så sätt kommer spektrallinjerna eller färgsammansättningen, spektret, hos det ljus som varje atom skickar ut att vara unikt. Varje ämne och jon får därmed sitt eget unika spektrum, precis som människan har sitt eget unika {fingeravtryck}. Tack vare detta går det att härleda vilket ämne som sänt ut ett visst ljus. Som exempel kan nämnas reklamtavlornas röda neonljus eller gatljusens gula natriumfärg. Fotoner med lite högre energi (kortare våglängd) kommer att för ögat framstå som blått ljus, medan de med lite mindre energi kommer att framstå som rött ljus. Har fotonen tillräcklig energi kommer ljuset att vara så kortvågigt att våra ögon inte kan se det, det hamnar utanför ögats känslighetsområde. Detta ljus kallas för ultraviolett ljus och absorberas (fortfarande...) tills största delen i ozonlagret som finns ovanför atmosfären och skyddar jorden mot dessa strålar. Vill vi detektera detta ljus i stjärnor måste vi skicka upp våra instrument i rymden, medan det i laboratoriet räcker med att vi pumpar ur luften ut våra instrument. Vår kunskap om stjärnor och andra astromoniska objekt har till övervägande delen härletts från det ljus som stjärnan eller objektet skickat ut, emitterat. Atomers spektra visar sig vara identiska för ett givet grundämne oavsett om de emitterars från en stjärna tusentals ljusår ifrån oss eller i ett laboratorium här på jorden. Det är därför möjligt att, genom att samla in det ljus som en stjärna sänder ut, identifiera vilka atomer, eller grundämnen som stjärnan består av. Detta brukar kallas för stjärnans kemiska sammansättning. Detta görs genom att jämföra det spektrum som stjärnan sänt ut med de spektra som vi kan mäta upp i laboratoriet. För att noggrant kunna avgöra vilka grundämnen som ingår i en stjärna är det nödvändigt att veta vid vilka våglängder varje grundämne sänder ut ljus. En skillnad mellan en stjärnobservation och en laboratoriemätning är att vi i stjärnobservationen inte har möjlighet att studera ett eller ett fåtal ämnen i taget. Man kan likna analysen av ett stjärnspektrum vid att försöka identifiera vilka personer som har tryckt sin tumme mot en och samma yta. Problemet ligger i att varje stjärna är sammansatt av många olika grundämnen vars enskilda spektra kommer att ligga överlappade i stjärnspektret. Endast med en noggrann analys av de enskilda ämnernas fingeravtryck till hands är detta möjligt. I och med att man 1990 skickade upp Hubbleteleskopet i rymden, öppnade sig nya möjligheter att analysera och förstå stjärnor. I och med rymdteleskopens inträde har det även blivit möjligt att separera stjärnspektra av mycket närliggande objekt, hög spatial upplösning. I en del fall har det även blivit möjligt att detaljstudera delar av mer utsträckta objekt. Denna högre spatiala upplösning har möjliggjort mer precisa studier av en mängd astronomiska objekt. Dessutom har det blivit möjligt att studera det ljus som stjärnor skickar ut i det ultravioletta våglängdsområdet. Dessa nya högkvalitativa data som sänts ner till jorden av teleskopet har även ställt högre krav på laboratoriemätningarna av bland annat våglängder. För att till fullo kunna utnyttja kapaciteten hos Hubbleteleskopet krävs att de data som vi samlar in om atomer här på jorden håller samma höga klass som de data som nu når oss från rymden. Detta har lett till ett behov av nya mätningar i det ultra-violetta våglängdsområdet samt ommätningar av laboratoriedata med moderna instrument för att matcha kvaliteten hos Hubbledata. För att kunna göra en mer kvantitativ analys krävs mer än bara noggrant uppmätta våglängder. Våglängdsmätningar för spektrallinjer i olika ämnen ger oss möjlighet att avgöra vilka ämnen som finns i en stjärna, men inte halten, eller relativa förekomsten av dem. För att kunna ta reda på detta krävs att vi även känner styrkan på de olika spektrallinjerna. Det är sådana linjestyrkor som jag har arbetat med att mäta upp i min avhandling. En spektrallinjes linjestyrka bestäms av två faktorer, det exciterade tillståndets livstid och "förgreningsandelen", branching fraction. När elektroner väl hamnat i ett exciterat tillstånd tar det i snitt en viss tid innan de gör sitt språng till en lägre liggande nivå. Ju kortare denna tid är ju fler gånger hinner övergången att ske, d.v.s. desto starkare kommer spektrallinjen att bli. På så sätt är tillståndets livstid en viktig faktor. Men en elektron i ett visst exciterat tillstånd kan välja andra tillstånd att hoppa till. Ju fler gånger som en elektron väljer en viss undre nivå som sin destination, desto starkare kommer just den spektrallinjen att bli. På så sätt kommer även "förgreningsandelen", eller branching fraction in som en lika viktig faktor när en linjes relativa styrka ska bestämmas. Livstider har jag mätt upp med lasermetoder på Lund Laser Centre vid Lunds Tekniska Högskola (LTH). Branching fractions är mätta på experimentutrustning vid Avdelningen för atomspektroskopi, Lunds universitet. Genom att jämföra styrkeförhållandet mellan spektrallinjer från olika grund-ämnen är det med andra ord möjligt att bestämma olika stjärnors samman-sättning. Detta, till första anblicken meningslösa vetande, kan hjälpa oss att förstå hur stjärnor fungerar. I förlängningen ger detta svar på frågor som hur en stjärnas livscykel ser ut, det vill säga stjärnors födelse, liv, åldrande och död.