Μια διεθνής ομάδα, με επικεφαλής το MPIK (Max-Planck-Institut für Kernphysik), το ινστιτούτο Max Planck για την πυρηνική φυσική, έλυσε με ένα πείραμα υψηλής ακρίβειας, ένα πρόβλημα δεκαετιών για την αστροφυσική.
Προηγουμένως, οι λόγοι των εντάσεων κάποιων σημαντικών φασματικών γραμμών εκπομπής του σιδήρου που μετρούντο στο εργαστήριο, παρέκκλιναν από τις θεωρητικές τιμές, με αποτέλεσμα να υπάρχει αβεβαιότητα σχετικά με τις πληροφορίες που εξάγουμε από τα φάσματα ακτίνων Χ για τα θερμά αέρια που τις εκπέμπουν.
Με τα νέα πειραματικά δεδομένα, έχει πλέον επέλθει συμφωνία με τη θεωρία. Αυτό σημαίνει ότι στο μέλλον θα μπορούμε να αναλύουμε τα δεδομένα ακτίνων Χ από τα διαστημικά τηλεσκόπια, έχοντας υψηλό βαθμό εμπιστοσύνης στα ατομικά μοντέλα που βρίσκονται πίσω από αυτά.
Τα πολύ καυτά αέρια -π.χ. στο στέμμα του ήλιου ή πολύ κοντά στις μελανές οπές- εκπέμπουν έντονα στην περιοχή των ακτίνων Χ. Η ακτινοβολία αυτή μας αποκαλύπτει τις φυσικές συνθήκες που επικρατούν εκεί, όπως η θερμοκρασία και η πυκνότητα. Όμως το πρόβλημα της ασυμφωνίας μεταξύ των μετρούμενων και των θεωρητικών λόγων των εντάσεων, επηρεάζει τον προσδιορισμό των παραμέτρων του αερίου από τα φάσματα ακτίνων Χ. Με το νέο αυτό, εξαιρετικά ακριβές πείραμα, το πρόβλημα έχει πλέον λυθεί.
Σχεδόν όλα όσα γνωρίζουμε για τα μακρινά αστέρια, τα νεφελώματα αερίων και τους γαλαξίες βασίζονται στην ανάλυση του φωτός που λαμβάνουμε από αυτά. Και όταν λέμε “φως” αναφερόμαστε σε όλο σχεδόν το εύρος της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας και όχι μόνο στο ορατό φως που μπορούμε να δούμε εμείς. Η φασματική περιοχή στην οποία ακτινοβολεί πιο έντονα ένα στερεό ή ένα αέριο, εξαρτάται κυρίως από τη θερμοκρασία του: όσο θερμότερο, τόσο μεγαλύτερης ενέργειας η ακτινοβολία.
Στο διάστημα, περισσότερο από το 99% της ορατής ύλης βρίσκεται σε κατάσταση πλάσματος· αέριο τόσο θερμό, ώστε τα άτομά του έχουν χάσει ένα ή περισσότερα ηλεκτρόνια και έχουν μετατραπεί σε θετικά φορτισμένα ιόντα. Για παράδειγμα, εξαιρετικά θερμό πλάσμα, με θερμοκρασίες άνω του ενός εκατομμυρίου βαθμών, είναι αυτό που βρίσκεται στο ηλιακό στέμμα, το οποίο είναι ορατό κατά τη διάρκεια μιας ολικής έκλειψης ηλίου. Πλάσμα, επίσης, θα βρούμε πολύ κοντά σε μελανές οπές ή ως διαγαλαξιακό αέριο.
Οι ακτίνες Χ που εκπέμπονται από τέτοιο πλάσμα, μεταφέρει τα δακτυλικά αποτυπώματα των χημικών στοιχείων που το απαρτίζουν. Ιδιαίτερα εμφανείς είναι οι φασματικές γραμμές (γραμμές εκπομπής) του πολλαπλώς ιονισμένου σιδήρου, ιδιαίτερα του Fe XVII, ο οποίος έχει χάσει 16 από τα αρχικά 26 ηλεκτρόνια του. Και αυτό, γιατί ο σίδηρος είναι το πλέον κοινό μεταξύ των βαρέων στοιχείων και γιατί ο Fe XVII μπορεί να βρεθεί σε ένα ευρύ φάσμα θερμοκρασιών.
Όταν αναλύουμε ένα φάσμα ακτίνων Χ, δεν συγκρίνουμε μόνο την ενέργεια των γραμμών εκπομπής, αλλά και τους λόγους της έντασης των χαρακτηριστικών γραμμών. Για να μπορέσουμε να εξάγουμε συμπεράσματα σχετικά με τις ιδιότητες του κοσμικού πλάσματος, πρεπει να γνωρίζουμε με αρκετή ακρίβεια αυτές τις αναλογίες έντασης. Έτσι, τις υπολογίζουμε θεωρητικά και τις επαληθεύουμε πειραματικά στο εργαστήριο.
Αυτό, λοιπόν, ήταν το πρόβλημα μέχρι στιγμής: οι κβαντομηχανικοί υπολογισμοί και τα εργαστηριακά αποτελέσματα των λόγων της έντασης δύο ισχυρών γραμμών που ονομάζονται 3C και 3D απέκλιναν μεταξύ τους περίπου κατά 20%, θέτοντας υπό αμφισβήτηση την κατανόησή μας για την ατομική δομή, καθώς και την εμπιστοσύνη στα μοντέλα που χρησιμοποιούμε.
Και αυτό δεν δημιουργούσε πονοκεφάλους μόνο στους αστρονόμους, αλλά και στους φυσικούς: “Πού βρισκόταν άραγε το λάθος; Στη θεωρία ή στο πείραμα;” Πριν από δύο χρόνια, η ομάδα με επικεφαλής τον διδακτορικό φοιτητή Steffen Kühn στο MPIK της Χαϊδελβέργης, πραγματοποίησε το πιο ακριβές -έως τότε- πείραμα. Όμως, εξακολουθούσε να παραμένει μια ανεξήγητη απόκλιση.
Η θεωρητική ομάδα του MPIK, με επικεφαλής τη Natalia Oreshkina και τον Zoltan Harman, μαζί με τους Marianna Safronova και Charles Cheung από τις ΗΠΑ και τον Julian Berengut από την Αυστραλία είχαν χρησιμοποιήσει υπερυπολογιστές για να υπολογίσουν εκ νέου τις γραμμές εκπομπής 3C και 3D του Fe-XVII, με την υψηλότερη δυνατή ακρίβεια: Όμως, η ασυμφωνία συνέχιζε να υπάρχει. Όπως συνεχιζε να υπάρχει και το το ερώτημα: Ποιος είχε δίκιο;
«Ήμασταν πεπεισμένοι ότι είχαμε υπό έλεγχο όλα τα συστηματικά σφάλματα/επιδράσεις που ήταν γνωστά εκείνη την εποχή», θυμάται ο Kühn. Ωστόσο, σε μια ύστατη απόπειρα, αυτός και η ερευνητική ομάδα με επικεφαλής τον José Crespo προσπάθησαν να διαλευκάνουν το ζήτημα: Αντί να μετρήσουν τον λόγο των εντάσεων των δύο γραμμών, προσπάθησαν να μετρήσουν το σθένος των μεμονωμένων μεταβάσεων, την ποσότητα δηλαδή που εκφράζει την πιθανότητα απορρόφησης ή εκπομπής ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας (oscillator strength) για αυτές. Όμως, για να μετρηθούν αυτά τα επιμέρους σθένη των γραμμών, έπρεπε να βελτιωθεί σημαντικά η ποιότητα των πειραματικών δεδομένων.
Για αυτή τη δύσκολη μέτρηση -ως μέρος της διδακτορικής του διατριβής- ο Kühn χρησιμοποίησε μια συσκευή που δημιουργεί και “παγιδεύει” ιόντα με χρήση δέσμης ηλεκτρονίων (Electron Beam Ion Trap), την PolarX-EBIT, που είχε κατασκευαστεί στο πλαίσιο ενός έργου από τη μεταδιδακτορική ερευνήτρια Sonja Bernitt στο MPIK. Τα ιόντα σιδήρου παράγονται μέσα στη συσκευή από μια δέσμη ηλεκτρονίων και στη συνέχεια παγιδεύονται από ένα μαγνητικό πεδίο. Η δέσμη αφαιρεί τα εξωτερικά ηλεκτρόνια των ιόντων σιδήρου μέχρι να εμφανιστεί το επιθυμητό Fe XVII. Στη συνέχεια, τα παγιδευμένα ιόντα σιδήρου ακτινοβολούνται με φως ακτίνων Χ κατάλληλης ενέργειας, ώστε να φθορίζουν. Για το σκοπό αυτό, η προσπίπτουσα ενέργεια των φωτονίων των ακτίνων Χ μεταβάλλεται μέχρι να εμφανιστούν οι επιθυμητές γραμμές.
Δεδομένου ότι οι εμπορικά διαθέσιμες πηγές δεν μπορούν να παράξουν την απαιτούμενη ακτινοβολία ακτίνων Χ, το PolarX-EBIT έπρεπε να μεταφερθεί στο DESY (Deutsches Elektronen-Synchrotron) στο Αμβούργο. Το σύγχροτρο PETRA III που βρίσκεται εκεί, παράγει δέσμες ακτίνων Χ ρυθμιζόμενης ενέργειας. Με αυτόν τον τρόπο, τα ιόντα σιδήρου διεγείρονται ώστε να εκπέμψουν ακτίνες Χ, το φάσμα των οποίων στη συνέχεια αναλύεται.
Με έξυπνες βελτιώσεις της συσκευής και της μετρητικής διάταξης, ο Kühn και οι συνάδελφοί του Moto Togawa, René Steinbrügge και Chintan Shah κατάφεραν να διπλασιάσουν την ανάλυση των φασμάτων, σε σχέση με την προηγούμενη εργασία τους, όπως επίσης κατάφεραν να μειώσουν τις παρεμβολές υποβάθρου κατά χίλιες φορές.
Η εξαιρετικά βελτιωμένη ποιότητα των δεδομένων οδήγησε στην ανακάλυψη: για πρώτη φορά, οι υπό διερεύνηση γραμμές εκπομπής μπορούσαν να διαχωριστούν πλήρως από τις γειτονικές γραμμές. Έτσι, οι γραμμές 3C και 3D μπορούσαν πλέον να μετρηθούν μέχρι τα άκρα τους.
«Στις προηγούμενες μετρήσεις, οι πλευρικές κορυφές αυτών των γραμμών ήταν κρυμμένες από το υπόβαθρο, οδηγώντας σε μια εσφαλμένη ερμηνεία των εντάσεων», εξηγεί ο Kühn. Ο Maurice Leutenegger από το “NASA Goddard Space Flight Center”, ο οποίος συμμετείχε στο πείραμα ως ειδικός στην αστροφυσική ακτίνων Χ, είναι επίσης πολύ ικανοποιημένος με το αποτέλεσμα: «Το τελικό αποτέλεσμα βρίσκεται πλέον σε εξαιρετική συμφωνία με τις θεωρητικές προβλέψεις. Είναι κάτι που ικανοποιεί και τους θεωρητικούς.»
«Αυτό ενισχύει την εμπιστοσύνη στους κβαντομηχανικούς υπολογισμούς που χρησιμοποιούνται για την ανάλυση των αστροφυσικών φασμάτων. Αυτό ισχύει ιδιαίτερα για γραμμές για τις οποίες δεν υπάρχουν πειραματικές τιμές αναφοράς», τονίζει ο Kühn σχετικά με την σημασία του νέου αποτελέσματος. Επιπλέον, τώρα μπορούν να αξιολογούνται με μεγαλύτερη ακρίβεια τα φάσματα των διαστημικών τηλεσκοπίων.
Αυτό ισχύει και για τα δύο μεγάλα παρατηρητήρια ακτίνων Χ που πρόκειται να εκτοξευθούν σύντομα στο διάστημα: Η ιαπωνική αποστολή “X-Ray Imaging Spectroscopy Mission” (XRISM), που θα εκτοξευθεί τον Μάιο του 2023 και το “Athena X-Ray Observatory” της “European Space Agency” (ESA) που έχει προγραμματιστεί για τις αρχές της δεκαετίας του 2030.
Παραπομπές: Steffen Kühn et al, New Measurement Resolves Key Astrophysical Fe XVII Oscillator Strength Problem, Physical Review Letters (2022). DOI: 10.1103/PhysRevLett.129.245001
Πηγή: https://www.mpi-hd.mpg.de/
