Радиационные и оже-распады многозарядных высоковозбужденных ионов

• Автор: Кочура, Наталья Олеговна
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2009
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 141 с. : ил.

Глава 1. Методы расчета вероятностей переходов
1.1.Вероятность квантовых переходов под влиянием внешнего возмущения
1.2.Одночастичное приближение Хартри-Фока
1.3. Учет перестройки остова
1.4.Взаимодействие атома с электромагнитным полем. Оператор дипольного взаимодействия
1.5.Вероятность радиационных переходов
1.6.Ширина уровня относительно Оже-распада. Вероятность Оже-распада
Глава 2. Радиационные распады в ионах углерода, азота и кислорода
2.1.Радиационное излучение в серии ионов кислорода
2.2.Радиационное излучение в серии ионов азота
2.3.Радиационное излучение в серии ионов углерода
2.4.Сравнение с экспериментом
Глава 3. Оже-распады в ионах углерода, азота и кислорода
ЗЛ.Оже-распад в серии ионов кислорода
3.2.0же-распад в серии ионов азота
3.3. Оже-распады в серии ионов углерода
3.4.Сравнение с экспериментом
Заключение
Приложение
Список цитируемой литературы

Актуальность работы
Исследования процессов распада возбужденных состояний атомов и молекул, находящихся в твердых телах или газообразных средах дает ценную информацию о внутреннем строении этих объектов. Поэтому изучение спектров рентгеновского излучения и Оже-электронов является мощным инструментом исследования структуры и процессов возбуждения конденсированных сред и, поэтому рентгеновская и Оже-спектроскопия в настоящее время широко используются физиками и другими исследователями в фундаментальных и практических целях.
С помощью радиационных и Оже-спектров можно получать важные данные о межатомных взаимодействиях, осуществлять химический анализ газа, определять элементарный состав поверхностных слоев атмосфер и твердых тел. Кроме того, особый интерес представляют спектры Оже-электронов и радиационные спектры, эксперт!ентально полученные со спутников, так как они служат основными источниками информации об удаленных космических объектах, недоступных прямым исследованиям средствами современной космонавтики. В настоящее время осуществляются наблюдения небесных объектов в широком диапазоне электромагнитного излучения, начиная от радиоволнового диапазона и заканчивая самыми энергичными фотонами, энергия которых достигает величины 1016 эВ.
В частности, в последние годы с помощью спутников обнаружено, что кометы являются сильным источником излучения в рентгеновском и жестком ультрафиолетовом диапазоне .длин волн (X = 0.01 -=- 10 нм) [1-7]. Открытие в 1997 году высокой светимости (~ 109 У) кометы Хиякутаке (НуакЩаке) в рентгеновском и жестком ультрафиолетовом диапазоне было неожиданным, поскольку было хорошо известно, что кометы холодные объекты. Дальнейшие исследования спектров других комет показали, что излучение высокоэнергичных квантов является, по-видимому, характерным для всех активных комет [2-4]. В настоящее время известно более двадцати
комет, которые являются эффективными источниками рентгеновского излучения.
Наблюдения кометы С/1999 54 (ЬЖЕЛЯ) с помощью орбитальной рентгеновской обсерватории Чандра (С1шпс/га) в 2000 году позволили зафиксировать рентгеновское излучение ионов кислорода и азота. Детальные исследования спектров показали, что этой рентгеновское излучение возникает при столкновениях ионов из солнечного ветра с газом и “телом” кометы. Солнечный ветер представляет собой поток атомов и ионов, основную часть которого составляют водород (92% от общего объема) и гелий (8%), а тяжелые элементы (—0.1%) представлены многозарядными ионами углерода, азота и кислорода, имеющими не более двух электронов в основном состоянии. При достижении кометы, атмосфера которой состоит из смеси газообразных Н20, СО, СН4, Н2СО, МНз и пыли [3, 8-10], солнечный ветер значительно снижает свою скорость за счет столкновений, образуя в блюкнем к ядру слое “зону застоя”, в которой столкновения частиц ветра и атмосферного газа довольно часты. Максимум светимости в рентгеновском диапазоне приходится именно на эту' область кометы. Таким образом, из всех существующих механизмов образования рентгеновских у-кваптов, наиболее вероятньш является процесс распада возбужденных состояний многозарядных ионов, образующихся в результате перезарядки между пролетающими ионами солнечного ветра и нейтральными атомами и молекулами атмосферы и поверхности кометы.
При низких энергиях столкновения в системе “ион-атом” сопровождаются двухэлектронным захватом, основной причиной которого является процесс перезарядки между многократными ионами солнечного ветра и нейтральными атомами и молекулами атмосферного газа и поверхности планет и комет. При перезарядке налетающий многозарядный ион “обдирает” один или два электрона с нейтрального атома-мишени или молекулы-мишени [4,5, 11-16], что приводит к одноэлекгронному или двухэлектронному захвату. Одноэлектронный захват при перезарядке ионов

Таб.2.3.
Энергии со и вероятности распадов состояний 4/4/' в серии ионов
л4+" /-л5+’* глб-**
кислорода О ,0 ,0
Тип перехода о4+" о5+" £ О
со, (э5) тгЛт/ (10й с1) со, (эВ) (10й с1) со, (эВ) (10й В1)
4^45—»2/4.? 91,8 0,060 124,2 0,081 160,7 0,100
22,1 0,041 30,9 0,055 41,0 0,069

4$4р—>1^ - - 694,0 1,765 812,6 2,565
4.?4/>—»2,?4.? 104,6 0,105 131,5 0,207 160,3 0,357
4.?4р—>3,?4$ 26,2 0,021 33,2 0,051 40,6 0,101
454/7—>4x4$ 0,6 ~0 0,1 ~0 0,7 ~0
4$4р—*Зс/4$ 21,6 0,005 30,0 0,008 40,0 0,012
4я4р—*2р4р 91,1 0,057 123,2 0,077 159,6 0,096
4$4р^-3р4р 21,5 0,034 30,1 0,047 40,0 0,060

4я4с1—+2р45 93,4 0,266 125,2 0,480 160,9 0,790
4$4с1-^3р4э 23,8 0,076 32,0 0,146 41,1 0,257
4.?44.?4р 1,0 ~0 1,0 ~0 0,8 ~0
4?4с/—»2/>4с/ 91,2 0,061 123,4 0,082 159,7 0,102
4 54с/—»3/4с/ 21,6 0,038 30,2 0,053 40,1 0,067

4р4р—»1?4р - - 694,1 1,784 812,7 2,609
4р4р—>2х4р 104,8 0,110 131,6 0,215 160,4 0,371
4р4р—+3з4р 26,5 0,025 33,4 0,058 40,8 0,112
4р4р—*4з4р 1,8 ~0 1,4 ~0 0,7 ~0
4р4р—±3с14р 22,0 0,005 30,4 0,009 40,3 0,012

4р4с/—»Т.?4с/ - - 694,2 1,790 813,0 2,613
4р4<1-^2$4В 104,5 0,109 131,2 0,214 159,9 0,368
4/4с/—»3?4£/ 26,2 0,024 33,0 0,056 40,3 0,107
4р4с!—»4.?4 4р4с1—>2р4р 93,3 0,262 2,6 0,001 160,5 0,781
4р4с1—*3р4р 23,8, ~0 1,2 ~0 40,9 0,250
4р4с/—>4р4р 0,5 ~0 0,4 ~0 0,2 ~0

4с!4с1->2р4с1 93,3 0,269 125,0 0,484 160,4 0,795
4с!4с1~^3р4с1 23,7 0,076 31,8 0,146 40,8 0,255
4с14с1—>4р4<1 0,8 ~0 0,8 ~0 0,6 ~0