Измеренный спектр рентгеновской флуоресценции с эмиссионными линиями 3C и 3D Fe-XVII и B и C Fe XVI. Фоновое изображение: Солнце в рентгеновском свете, данные, полученные космическим телескопом NuSTAR. Авторы и права: НАСА, NuSTAR, SDO

Соотношения интенсивностей важных радиационных линий железа, измеренные в лаборатории ранее, отклонялись от расчетных, и, таким образом, существовала неопределенность в отношении состояний очень горячих газов, полученных из рентгеновских спектров, таких как солнечная корона или окрестности черного цвета.

Теперь с новыми экспериментальными данными достигнуто согласие с теорией. Это означает, что рентгеновские данные космических телескопов можно будет анализировать в будущем с высокой степенью уверенности в стоящих за ними атомных моделях.

Очень горячий газ, например, существующий в солнечной короне или в непосредственной близости от черных дыр, излучает интенсивное рентгеновское излучение. Он показывает, какие физические условия, такие как температура и плотность, там присутствуют. Но на протяжении десятилетий исследователи бьются над проблемой несовпадения измеренных и расчетных отношений, а значит и параметров газа, полученных из рентгеновских спектров. Международная группа ученых во главе с Институтом ядерной физики им. Макса Планка в Гейдельберге решила эту проблему с помощью чрезвычайно точного эксперимента.

Почти все, что мы знаем о далеких звездах, газовых туманностях и галактиках, основано на анализе света, который мы получаем от них. Точнее, электромагнитных волн, потому что теперь у астрономов есть весь их спектр. Спектральный диапазон, в котором твердое тело или газ излучают наиболее ярко, зависит главным образом от его температуры: чем горячее, тем энергичнее излучение.

В космосе более 99% всей видимой материи находится в состоянии плазмы; она настолько горячая, что атомы потеряли один или несколько электронов и появились в виде положительно заряженных ионов. Например, в солнечной короне, видимой во время полного солнечного затмения, присутствует чрезвычайно горячая плазма с температурой более миллиона градусов. Кроме того, они находятся вблизи черных дыр или в виде межгалактического газа между галактиками.

Рентгеновские лучи, испускаемые такой плазмой, обнаруживают отпечатки химических элементов внутри нее. Очень заметными являются спектральные линии (эмиссионные линии) многократно ионизированного железа, в частности Fe XVII, которое потеряло 16 из своих первоначальных 26 электронов. Причина: среди тяжелых элементов широко распространено железо, а Fe XVII присутствует в широком диапазоне температур.

При анализе рентгеновского спектра сравнивают не только энергии эмиссионных линий, но и отношения интенсивностей характеристических линий. Чтобы иметь возможность делать выводы о свойствах космической плазмы, эти отношения интенсивностей должны быть хорошо известны. Это можно сделать, вычислив их теоретически и проверив экспериментально в лаборатории.

И это пока было проблемой: квантово-механические расчеты и лабораторные результаты отношений интенсивностей двух сильных линий, названных 3C и 3D, отклонялись друг от друга примерно на 20% и ставили под сомнение наше понимание атомной структуры, а также уверенность в используемые модели.

Обзор предыдущих и текущих результатов экспериментальных и теоретических исследований соотношения сил осцилляторов эмиссионных линий 3C/3D в Fe XVII. Графика: МПИК

Это было головной болью не только для астрономов, но и для физиков, потому что в чем заключалась ошибка, в теории или в эксперименте? Два года назад группа под руководством докторанта Штеффена Куна из Института ядерной физики им. Макса Планка (MPIK) в Гейдельберге провела самый точный на тот момент эксперимент, и даже тогда оставалось необъяснимое несоответствие.

Группа теоретиков MPIK под руководством Натальи Орешкиной и Золтана Хармана, а также Марианны Сафроновой и Чарльза Чунга в США и Джулиана Беренгута в Австралии запустили суперкомпьютеры на полную мощность, чтобы пересчитать линии излучения 3C и 3D Fe-XVII с высочайшей точностью: несоответствие, а также оставался вопрос: кто был прав?

«Мы были убеждены, что все систематические эффекты, известные в то время, находятся под контролем», — вспоминает Кюн. Однако в последней попытке он и исследовательская группа во главе с Хосе Креспо попытались докопаться до сути вопроса: вместо измерения отношения интенсивностей двух линий они попытались измерить абсолютную силу отдельных переходов, а также называется силой осциллятора. Но для того, чтобы измерить силу этих отдельных линий и выявить в теоретических наблюдениях двух линий-злодеев, качество данных измерений должно было быть значительно улучшено.

Для этого сложного измерения, как часть его докторской диссертации, Кюн использовал устройство электронно-лучевой ионной ловушки (PolarX-EBIT), которое было построено в рамках проекта постдока Сони Бернитт в MPIK. Внутри него ионы железа создаются электронным пучком и захватываются магнитным полем. Таким образом, электронный пучок удаляет внешние электроны ионов железа до тех пор, пока не появится желаемое Fe XVII. Затем захваченные ионы железа облучают рентгеновским светом подходящей энергии, так что они флуоресцируют. Для этого энергия падающих рентгеновских фотонов должна варьироваться до тех пор, пока не будут точно совмещены нужные линии.

Поскольку имеющиеся в продаже источники не могут производить необходимое рентгеновское излучение, PolarX-EBIT пришлось транспортировать в DESY в Гамбурге. Там синхротрон PETRA III генерирует рентгеновский пучок, энергию которого можно настраивать в определенном диапазоне энергий. Таким образом, ионы железа возбуждаются, испуская рентгеновское излучение, которое затем подвергается спектральному анализу в зависимости от энергии падающего фотона.

Продуманно улучшив аппарат и схему измерения, Кюн и его коллеги Мото Тогава, Рене Штайнбрюгге и Чинтан Шах преуспели в течение долгих дней и коротких ночей на линии луча PETRAIII еще раз удвоить разрешение спектров по сравнению с их предыдущим измерением и подавить мешающий фон, возникающий при каждом измерении, в тысячу раз.

Чрезвычайно улучшенное качество данных привело к прорыву: впервые исследуемые эмиссионные линии можно было полностью отделить от соседних линий. Более того, линии 3C и 3D теперь можно было измерить до самого края.

«В предыдущих измерениях крылья этих линий были скрыты на заднем плане, что приводило к ошибочной интерпретации интенсивности», — объясняет Кюн. Морис Лойтенеггер из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА, участвовавший в эксперименте в качестве эксперта в области рентгеновской астрофизики, также очень доволен результатом: «Окончательный результат теперь превосходно согласуется с теоретическими предсказаниями.

«Это укрепляет доверие к квантово-механическим расчетам, используемым для анализа астрофизических спектров. Это особенно относится к линиям, для которых нет экспериментальных эталонных значений», — подчеркивает Кюн значение нового результата. Более того, спектры космических телескопов теперь можно оценивать с большей точностью.

Это также относится к двум крупным рентгеновским обсерваториям, которые вскоре будут запущены в космос: возглавляемой Японией миссии рентгеновской спектроскопии изображений (XRISM, запуск в мае 2023 г.) и рентгеновской обсерватории Athena Европейского космического агентства ESA. (запуск в начале 2030-х).

Ссылки по теме:

• Источник: Phys.org