Atomic Influences in Stellar Spectroscopy

Sammanfattning: Popular Abstract in Swedish Stjärnor samt andra astronomiska objekt är belägna på väldigt stora avstånd från oss, vilket innebär att de vid första anblick verkar svåra att undersöka. Den enda pålitliga informationskällan om deras funktion och utveckling är det ljus som de utsänder, d.v.s. deras spektrum. Hur kan man då erhålla någon användbar information om dessa avlägsna objekt genom att endast undersöka ljuset från dem? Bohr upptäckte i början av 1900-talet att elektronerna i en atom endast kan befinna sig på särskilda avstånd från kärnan, i så kallade specifika tillstånd. När elektronen övergår från ett tillstånd till ett annat med lägre energi, sänds ljus ut. Man upptäckte snart att alla ämnen har sin egen unika uppsättning av energinivåer, vilket innebär att varje ämne även har sin egen uppsättnig spektrallinjer. Spektrallinjerna karakteriseras av deras energi (våglängd), deras styrka (intensitet) och av linjernas form. Dessa egenskaper kan för varje ämne undersökas i laboratoriet och sedan användas i tillämpningar t.ex. vid undersökningar av stjärnor. En stjärna är ett gasklot som befinner sig i jämvikt, d.v.s. gravitationens inverkan på stjärnans massa balanseras av ett strålningstryck från stjärnans inre delar. En stjärna sänder, som andra heta kroppar, ut energi i form av strålning med olika våglängd. Genom att undersöka fördelningen av den utsända energin, kan information om stjärnans temperatur, gravitation och dess kemiska sammansättning inhämtas. Detta är viktig information, som behövs för att återskapa stjärnans spektrum och därmed göra en mer detaljerad studie möjlig. Vid en detaljerad studie av en del av stjärnans spektrum, kan man observera detaljer som kan användas för studier av stjärnans kemiska sammansättning. Detta medför att genom att jämföra spektra som upptagits för olika ämnen i laboratoriet med stjärnans spektrum, kan man bestämma vilka ämnen och hur mycket av varje som finns i den observerade stjärnan. Med hjälp av denna information kan man dra slutsatser om dess utveckling och funktion. Genom att studera individuella linjer, ser man ofta att det som förefaller vara en enskild linje i själva verket är en sammanslagning av många. En sådan linjestruktur kan uppkomma p.g.a. störningar från t.ex. atomkärnan eller möjligtvis ett magnetfält på stjärnytan. Denna avhandling har till största delen handlat om detaljerade analyser av stjärnspektra, där kunskaper i atomfysik har gjort det möjligt att erhålla information om stjärnornas struktur och deras utveckling. Det som har gjort denna studie möjlig är tillgången till observations material, både från laboratoriet (jämförelse spektra) och från stjärnorna. Det laboratorie material som har använts kommer från gruppen för Atomär Astrofysik vid Lunds Universitet, medan majoriteten av det astronomiska materialet är från det Nordiska Optiska Teleskopet (NOT). NOT är uppfört genom ett Nordiskt samarbete och är beläget på Kanarieöarna. Material från andra observatorier har också använts, t.ex. från Hubble Space Telescope (ESA/NASA).