Utskrift från Malmö högskolas webbplats www.mah.se

Experimental and computational atomic astrophysics

Kontaktperson: Henrik Hartman
Ansvarig: Henrik Hartman
Medarbetare: Per Jönsson
Samarbetspartner: Hampus Nilsson, Lunds Universitet
Finansiär: Vetenskapsrådet
Tidsram: 2017-01-01 -- 2021-12-31
Fakultet/institution: Fakulteten för teknik och samhälle, Institutionen för materialvetenskap och tillämpad matematik
Ämne: Naturvetenskap

Hur och var bildades de grundämnen som finns i stjärnor, planeter, gasmoln,  och som nu finns i våra kroppar? Det är en av de centrala frågorna inom astronomi. Ett aktuellt forskningfält inom astrofysik handlar om att besvara denna frågan och om att förstå hur vår galax i universum har kommit till. Vårt projekt söker kunskap om atomerna som är nödvändig för att besvara dessa frågorna.

Det sätt vi tar reda på hur astronomiska objekt är uppbyggda och vilka fysikaliska förhållanden som råder är att studera ljuset som de sänder ut. Varje sort av de atomer, grundämne, som bygger upp stjärnor och galaxer sänder ut ett karakteristiskt ljus, och det beror på vilket grundämne atomen är. Analysen av ljuset kan alltså berätta vilka grundämnen det astronomiska objektet är uppbyggt av.  Sammansättningen av det utsända ljuset ändras dessutom beroende påförhållandena i gasen där atomerna befinner sig; olika temperatur, partikeltäthet och strålning i plasmat gör att olika våglängder favoriseras. Atomens karakteristiska ljus uppkommer när elektronerna byter bana och skickar ut den extraenergin som ljus med en speciell färg, en våglängd. Det är dessa ljusblixtar, fotoner, som observeras i spektrumet. Genom att jämföra de observerade våglängderna från stjärnan med laboratorievåglängder kan grundämnena i stjärnan identifieras.Men för att bestämma fysikaliska förhållanden på stjärnan måste vi veta hur atomen uppför sig när den skickar ut eller tar emot ljus. Nya och bättre astronomiska instrument i det infraröda våglängdsområdet gör att behovet av noggrannalaboratoriemätningar och nya data blir större. 

En spektrometer som noggrant kan mäta ljuset i infrarött, utanför vårt ögaskänslighet, hjälper oss att bestämma våglängder och linjestyrkor som vi inte kunnat mäta innan. När man använder de nya teleskopen och instrumenten upptäcker vi övergångar som vi inte vet från vilket ämne de kommer, och de astronomiskaobservationerna kan då inte användas fullt ut. Det går heller inte att bestämma förekomster av de olika ämnena så nog som vi vill. Föra att möjliggöra en noggrann analys och bättre kunskap om de kemiska ämnena i galaxen vill vi mäta uppreferenslinjer i detta området.

Vårt projekt handlar om att bestämma våglängden, eller färgen, på det ljuset som olika sorts atomer skickar ut. Förutom detta vill vi också veta hur starkt de olika färgerna skickas ut, och totalt är det tusentals olika våglängder per atom. Vikommer genom experimentella mätningar och teoretiska beräkningar av tillstånden hos utvalda grundämnen få data som gör att det går att göra mer noggranna bestämningar av ämnena som stjärnor och galaxer består av.

Styrkan hos vårt projekt är att vi använder både experimentella och teoretiska metoder, eftersom dessa är bra för olika typer av problem. Komplexa atomer, men många elektroner i det yttersta skalet och kanske flera öppna skal, kommer att studeras med hjälp av högupplösande instrument. Däremot lättare ämnen kan vi mer noggrant studera genom kvantmekaniska beräkningar som tar hänsyn till växelverkan mellan olika atomskal.

Genom vårt projekt 'Experimentell och beräkningsbaserad Atomär Astrofysik' får vi fram en mer noggrann beskrivning av atomen, vilket är nödvändigt för att fullt ut kunna analysera de visuella och infraröda spektra som de nya astronomiska teleskopen registrerar. Atomär data är en nödvändig pusselbit i strävan efter att förstå vår kosmiska historia. 

Description in English

The aim of our program on Experimental and Computational Atomic Astrophysics is to provide the astronomical community with critically evaluated, high-precision atomic data to allow for accurate astrophysical conclusions in a number of fields. The conclusions should no be obscured by lacking or uncertain atomic data. Our project responds to demands from the new directions, e.g. the near-IR domain and improved stellar atmosphere models, and large infrared investmentswithin astronomy. Based on our success in experimental atomic astrophysics, we expand activities to include state-of-the-art atomic calculations to provide the astronomical community with complete sets of crucial atomic data. These data include energy levels and wavelengths for line identification, oscillator strengths and transition rates for quantitative analyses and line structures such as isotopic and hyperfine parameters for detailed spectral modelling.

A recent editorial text in the Nature magazine pointed out the urgent need for atomic data: ’Lab spectroscopy has long lagged behind telescope observations, but it is striking just how wide the gap has now grown’ specifically mentioning oscillator strengths 1. A limiting factor in the analysis of the extensive and expensive astronomical observations is thus the lack, or absence, of accurate atomic data. We meet this huge challenge with a detailed knowledge in atomic structure and techniques stretching from large scale atomic calculations to laboratory experiments in connection with strong collaborations with observational astronomy.

Within this broader purpose, we divide the specific aims of the program in three different topics:
- Accurate wavelengths and level energies: The basic information for atomic transitions is the wavelength. In the infrared, the wavelengths for many elements are not known accurate enough for line identifications.
- Transition rates and oscillator strengths (log gf): The intrinsic strength, so called transition probability or oscillator strength (log gf) ismissing for most near-IR atomic transitions, hindering abundance analysis.
- Line profiles - isotope and hyperfine structures: Hyperfine structure (hfs) is an important intrinsic line broadening, which must be correctly included for odd-Z elements for a correct analysis.

Each specific set of parameters is derived using a combination of different methods, experimental and computational, depending on the nature of the problem. Our strength in this sense is the broad range of well-suited methods and techniques available.

Senast uppdaterad av Susanne Lundborg