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Astrophysik im Labor: Wie im Weltraum Wasser und andere

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Astrophysik im Labor:
Wie im Weltraum Wasser und
andere Moleküle entstehen
Holger Kreckel
Max-Planck-Institut für Kernphysik
Heidelberg
Max-Planck-Institut
für Kernphysik
Columbia Astrophysics
Laboratory
Chemistry Department
University of Illinois
Heidelberg, Deutschland
New York City, NY, USA
Urbana-Champaign, IL, USA
Gliederung
• Einführung: Interstellare Wolken
• Kurze Geschichte der Spektroskopie
• Atome und Moleküle
• Wie entstehen Moleküle zwischen den Sternen?
• Den Weltraum ins Labor geholt
Der Raum zwischen den Sternen ist nicht leer
Welten entstehen in Interstellaren Wolken
“Hier ist wahrhaftig ein Loch im Himmel!”
Wilhelm Herschel, 1774
Wilhelm Herschel
(1738-1822)
Moleküle überall!
Mehr als 170
Moleküle
entdeckt
Neue Teleskop-Systeme
H2
Ursprung des
Lebens?
Credit:
Bill Saxton NRAO/AUI/NSF
Herschel und ALMA
C60
erforschen das Molekulare
Universum
Ursprung
unserer
Ozeane?
Liste interstellarer Moleküle
Zucker und Alkohol im Weltraum!
Zucker im All
Was kann man vom Licht aus dem All lernen?
Was kann man vom Licht aus dem All lernen?
Atome haben ein charakteristisches
Spektrum (Fingerabdruck):
Elektron
einfallendes Licht
(Photon)
Sonne
+
Atomkern
Wasserstoff
Absorption
emittiertes Licht
(Photon)
Helium
Elektron
Quecksilber
+
Atomkern
Uran
Emission
Kurze Geschichte der Spektroskopie: Newton
Kurze Geschichte der Spektroskopie: Fraunhofer
Joseph Fraunhofer, Annalen der Physik, 1817
Pioniere der Spektroskopie in Heidelberg:
Kirchoff und Bunsen
Robert
Bunsen
Gustav
Robert
Kirchhoff
Über die Sterne:
“Wir haben die Möglichkeit, ihre Formen,
Entfernungen, Größen und Bewegungen zu
bestimmen, während wir niemals durch
irgendein Mittel ihre chemische
Zusammensetzung [bestimmen können]“
Auguste Comte, 1835
Kurze Geschichte der Spektroskopie: Kirchoff
Kirchhoff, Bunsen: Chemische Analyse durch
Spektralbeobachtungen, 1860
Natrium in der
Sonnenatmosphäre!
Pioniere der Spektroskopie in Heidelberg:
Kirchoff und Bunsen
Robert Wilhelm Bunsen
31.03.1811-16.08.1899
Atome: Bausteine der Materie
Wasserstoff
Helium
Metalle
„Astronomisches Periodensystem“
Periodensystem des Universums
He
C
Si
Mg
Fe
McCall 2001
N
O
Ne
S
Ar
Moleküle
Wasser (H2O)
Wasserstoff (H2)
Methan (CH4)
Sauerstoff (O2)
Fulleren (C60)
Desoxyribonukleinsäure (DNA)
Moleküle sind komplizierter: Vibrationen und Rotationen
Coulomb Explosion Imaging
Überblick: Übergänge in Molekülen
Elektronische
Übergänge
Sichtbares Licht/
Ultraviolett
Vibrations
Übergänge
Infrarot
Rotations
Übergänge
(sub)-Millimeter
Übergänge in Molekülen
Beispiel: Vibrationsmode in CO2
Überblick: Spektrum des Lichts
Elektronen-Übergang
+
Molekül-Vibrationen
Molekül-Rotationen
Transmission der Erdatmosphäre
Elektronen-Übergang
+
Molekül-Vibrationen
Molekül-Rotationen
Radioteleskope
Radioteleskop Effelsberg
300-foot radio telescope
15. November 1988
300-foot radio telescope
16. November 1988
Inbetriebnahme:
Wellenlaenge:
Apertur:
1971
3.5 – 900 mm
100 m
Molekülwolken aufgeschlüsselt
Molekülwolken aufgeschlüsselt
HERSCHEL Space Observatory (2009-2013)
betrieben von der European Space Agency ESA
Benannt nach
Wilhelm und Caroline Herschel
Gewicht :
Wellenlänge:
Spiegel:
3,3 t
60-670 μm
3,5 m
SOFIA: Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy
•
•
•
•
Flughöhe: 12km
Beobachtungen in nördlicher und südlicher Hemisphäre
Spiegel mit 2,7 m Durchmesser
Wellenlängen 1-650 μm
ALMA: Atacama Large Millimeter Array
Ein neues Fenster ins Universum
http://www.almaobservatory.org/
Moleküle im Weltraum?
„Die Existenz von Molekülen im Interstellaren Raum
erscheint unwahrscheinlich, denn wenn ein Molekül
erst einmal zerstört wird, dann gibt es nur eine geringe
Chance, dass die Atome wieder zusammenfinden.“
Sir Arthur Stanley Eddington (1926)
Wie entstehen Moleküle?
Beispiel: Knallgas Reaktion
Merke: Die meisten chemischen Reaktionen benötigen eine Aktivierungsenergie!
Deshalb:
Bunsenbrenner
Chemie im Weltall muss anders sein ...
Im Interstellaren Raum
herrschen sehr niedrige
Temperaturen und sehr
geringe Dichten!
1 Atmosphäre:
1016 Teilchen pro cm3
Celsius Kelvin
T=10-100 K
(-263C bis -173C)
Keine Reaktionen mit Aktivierung!
Keine 3-Teilchen Reaktionen!
Weltraum:
0,0000000000000001 Atmosphären
Kalte Kollisionen im Weltraum
I. Neutral-Neutral
+
-
H2
- +
+
+
-
H2
Kalte Kollisionen im Weltraum
I. Neutral-Neutral
H2
+
H2
Kalte Kollisionen im Weltraum
I. Geladen-Neutral
H2
+
H2
Kalte Kollisionen im Weltraum
I. Geladen-Neutral
+
Ladungsinduziertes
Ionen-Dipol Potential
~ 1/r 4
H2
-
+
-
+
+
-
+
H2
Kalte Kollisionen im Weltraum
I. Geladen-Neutral
Ladungsinduziertes
Ionen-Dipol Potential
~ 1/r 4
H2
+
H2
Kalte Kollisionen im Weltraum
I. Geladen-Neutral
Ionen-Neutral Reaktionen
100-1000 mal schneller
als Neutral-Neutral Reaktionen
H3+
H
H3+ Formations Reaktion
H2 + H2+
H3+ + H
(+1.7 eV)
Interstellare Chemie in der Gas-Phase
C6H7+
H2
e
C6H6
C6H5+
C2H2
C4H3+
H
C4H2+
C3H2
C3H
C
C3H3
e
+
e
H2
C3H+
C+
C2H2
C2H
e
C2H4
e
C2H5
C2H3
+
+
e
C+
CH3
+
CH4
e
CH3OCH3
Die Molekülbildung im
Insterstellaren Raum ist geprägt
vom Wettbewerb zwischen
Ionen-Neutral Reaktionen
und dissoziativer
Elektronen-Rekombination
CH5+
CH3OH
H2O
OH e
C2H5CN
H2
CH3CN
CH3+
CH2CO
CH3NH2
H2
CH2+
CH
HCN
H2
H3O+
H2
CH+
H2O+
H2
C
OH+
O
B.J. McCall,
PhD thesis,
Chicago 2001
H3
+CO
H2
H2+
HCO+
Laborastrophysik mit Ionenstrahlen
und gespeicherten Ionen
Columbia Merged Beams Apparatus
Test Speicher Ring TSR
22-Pol Falle
Cryogenic Storage Ring CSR
Die ersten Sterne im Universum
γ
Gravitation
γH- Kanal
H Molekülbildung
Kanal
zur
H
Aber:
Ideales Gas Gesetz
pV = nRT
γ
(0.9)
He (0.1)
-+γ
H
+
e
→
H
Strahlungs- ++γe
-++eH →
H
H
→
H
Kühlung
2
Durch- Übergänge in H
H + H → H2 + e
Assoziatives Abtrennen
Atomen
Engl.: Associative Detachment (AD)
Associative Detachment
Temperatur
sinkt (AD) 10 000 C
γ
Unterhalb 10 000 C:
H2 → -70 C
Suche nach den ersten Molekülen
Columbia University Merged Beams Apparatus (New York, USA)
H- + H → H2 + e
H- Quelle 10 000V
Reaktions Zone
H2 Moleküle formen
Neutralisations Zone
e- wird abgestossen
-Uf
Detektions Zone
H2+ Detektion durch
Energieanalyzer
e- abgestrippt
-
H2 Komplex
H- + νIR
H + e-
Laser
1m
H- + H
H2+ Ion
H2 Molekül
H2 + e -
H2 + He
H2+ + [He, e-]
Helium Gas Strecke
Strahlprofil Monitore
H2+ Detektor
Kreckel et al. , Science 329, 69 (2010)
Bruhns et al, Rev. Sci. Instrum. 81, 013112 (2010)
Anforderungen für Neutralisations Laser
• 2 kW Leistung bei 1000 nm
• Dauerbetrieb und Pulsbetrieb bis 4kHz
Dioden Array
19 x 24 Einzellaser
25 mm
Lasermatrix am
Austrittsfenster
Strahlprofil
im Fokus
Die Masse der ersten Sterne kann nun genauer bestimmt werden
Kreckel et al. , Science
329, 69 (2010)
http://www.weltderphysik.de
Exotische Spezies enstehen und vergehen in
Kollisionen unter extremen Bedingungen
Temperaturen von -263 C bis +10000 C
Niedrige Teilchendichten, teilweise nur 10 Teilchen/cm3 (10-18 atm)
Bildung von Wasser
Kohlenstoff Chemie
Ausserdem
O
H3+
C+
OH+
OH
H2
CO+
OH2+
H2
H2
HCO+
OH3+
e-
H3+, C6H-, H2CCCC, c-C3H2, Alkohol, Zucker, …
e-
OH + H2
H2O + H
H + CO
Laborastrophysik am
Max-Planck-Institut für Kernphysik (MPIK)
Test SpeicherRing (TSR)
Umfang:
55.4 m
Vakuum:
1 x 10-11 mbar
(0.00000000000001 atm)
1988 Inbetriebnahme
1988 Erste Kühlung eines Schwerionenstrahls weltweit
•
•
•
•
Laserkühlung auf effektive Temperaturen von wenigen mK im Speicherring
Genauester Test der Zeitdilatation in Einsteins Spezieller Relativitätstheorie (2 x 10-10)
In-situ Diagnose von Molekülstrukturen durch Coulomb Explosion Imaging
Weltrekord in Präzisionsexperimenten mit Elektronenstrahlen
Dissoziative Rekombination
Molekulare Ionen
AB+ + e-
Neutrale Fragmente
A+B
Freies Elektron
O2+ + e- → O* + O
1ter Schritt: Rekombination von O2+
O (1S → 1D) Emission bei 557,7 nm
2ter Schritt: Lichtemission von angeregten O Atomen
Test SpeicherRing (TSR): Himmel auf Erden
Teststrecke für Kollisionen zwischen Atom- und Molekülionen und Elektronen
Fragment
Detektoren
Kalter Elektronenstrahl
Photokathode
Max Planck Forschung, 4 | 2009
Geladene
Produkte
Das TSR Elektronen Target
Ein perfekter, kalter Elektronenstrahl mit 1 meV Auflösung
Detektoren
Photokathode
Kolllektor
Neutrale
Produkte
Interaction
section
1.5 m
Elektronen
Strahl
Ionen
Strahl
F. Sprenger et al., Nucl. Inst. Meth. A 532 (2004)
Frank Sprenger, MPIK-HD, Ultrakalte Elektronenstrahlen als Target für Stoßexperimente mit gespeicherten Ionen
51
Rekombinations Ratenkoeffizient [cm3 s-1]
Elektronen-Rekombinations-Messung: H3+ + e →
TSR 2009
Kryogene 22Pol-Falle als Ionenquelle
Relativenergie [eV]
{
H + H2
H+H+H
Fragment Imaging: H3+ + e →
{
H + H2
H+H+H
Aufbruch H3+ + e-
Form H3+: perfektes Dreieck
Überwiegend
linear!
E
H+H+H
Wir können auch anders ...
Sky & Telescope, March 2007
Atomare Rekombination:
wichtig für das Gleichgewicht der Sonne
→ Fe 16+ + hω
Ratenkoeffizient
Fe17+ + e-
Rydberg series visible
in the recombination
spectrum
Elektronenenergie
(eV)
1 500 000o C
Die Zukunft
Zu kälteren, grösseren Molekülen: der Cryogene SpeicherRing (CSR)
Umfang:
Maximalenergie:
Temperatur:
Druck:
1993-2007
35 m
300 keV
< -263 C
< 10-13 mbar
(0.0000000000000001 atm)
Elektrostatisch, kein Massenlimit!
Elektronenkühler
1993-2010
Gas Jet / Reaktionsmikroskop
1m
1988-2012
Neutralstrahl
Beamline
Elektronen-Rekombination von HD+:
Detailierter Vergleich zur Theorie
Reduced DR rate coefficient
(10-8 cm3s-1 eV0.5)
Wir brauchen
kalte Moleküle,
Theorie für T = 20 C (300 K)
bessere Kontrolle!
Experiment TSR
(Raumtemperatur)
-273 C
Rotationslevel
+20 C
Waffeu Tamo et al., PRA 84, 022710 (2011)
Experimente mit kalten Molekülionen
Trot = 10 K
J=0
TSR
(Theorie)
Trot = 300 K
Beispiel: Elektronen-Rekombination
von HD+
2K KryoAnlage
1m
Injektion 300 keV
HD+ Trot = 10 K
Trot
J
0
1
2
3
4
300 K
0.104
0.251
0.271
0.199
0.108
10 K
0.995
0.005
0.0
0.0
0.0
Physik mit kalten Molekülen: Cryogenic Storage Ring
Foto: C. Föhr
Physik mit kalten Molekülen: Cryogenic Storage Ring
Strahldiagnose
Fokussier Quadrupol
Foto: C. Föhr
Experimentvakuum-Kammern (<10-13 mbar)
Welches sind die Interstellaren Schlüssel-Prozesse?
Protoplanetare Scheiben
Dichte Molekülwolken
ESO: FORS / VLT
ESO: L. Calçada
Liste der “problematischsten”
Reaktionen:
In den Top 15 der
“einflussreichsten” Prozesse
H3+ + C
HCO+ + C
H3+ + O
H+ + O
H3+ + O
H3+ + C
HCO+ + C
CH+
CH+
OH+
O+
+
+
+
+
H
CO
H2
H
OH+ + H2
CH+ + H2
CH+ + CO
Wir brauchen ein besseres Verständnis von kalten Atom-Ion Kollisionen!
Vasyunin et al., ApJ 672, 629 (2008)
Wakelam et al., A&A 495, 513 (2009)
Der Cryogenic Storage Ring (CSR)
60 kV
ion source
platform
10 m
300 keV
ion source
platform
•
•
•
•
elektrostatisch, Ebeam ≤ 300 keV → kein Massenlimit
kryogen, T < 10 K
→ kalte Molekülionen
extremes Vakuum(p < 10-13 mbar) → lange Speicherzeit
positive and negative Ionen
Experiment: Ionen-Elektronen Kollisionen
Reaktionen im Fokus:
H3+ + e
HD+ + e
H3O+ + e
CH3OH2+ + e
CSR
→
→
→
→
Interaction
region
Ion
beam
Photocathode
electron source
H+H+H / H2 + H
H+D
H2O + H, etc …
CH3OH + H
Experiment: Ionen-Neutral Kollisionen
C- Strahl
Beispiel:
H3+ +C
CH+ + H2
Überlapp
Region
H3+
Strahl
Neutralisation
Ionen
Diodenlaser
Neutrale
Detektion der
Reaktionsprodukte
CH+
Neutrale
Organische Chemie im Weltraum
Kohlenstoff wird in die Reaktionsnetzwerke eingeführt durch:
H3+
+ C
CH+ + H2
Keine Messung existiert für diesen Prozess!
Auszug aus der UMIST Datenbank für Astrochemie:
Reaction
C + HCO+
C + H2O+
C + H2 S +
C + H3O+
C + HCN+
C + CH+
C + CH2+
C + CH3+
C + C2H+
C + C2H2+
⁞
Rate coefficient
[cm3 s-1]
+ CH+
+ CH+
+H
+ H2
+ CH+
+H
+H
+ H2
+H
+H
CO
OH
HCS+
HCO+
CN
C2+
C2H+
C2H+
C3+
C3H+
⁞
1.10E-09
1.10E-09
1.00E-09
1.00E-11
1.10E-09
1.20E-09
1.20E-09
1.20E-09
1.10E-09
1.10E-09
⁞
Temp dep.
0.00 0.0
0.00 0.0
0.00 0.0
0.00 0.0
0.00 0.0
0.00 0.0
0.00 0.0
0.00 0.0
0.00 0.0
0.00 0.0
⁞ ⁞
Temp. Range
[K]
10 – 41000
10 – 41000
10 – 41000
10 – 41000
10 – 41000
10 – 41000
10 – 41000
10 – 41000
10 – 41000
10 – 41000
⁞
Mehr als 80 Reaktionen zwischen C Atomen und Molekülionen aufgeführt
Keine einzige Messung!
Woher stammt das Wasser unseres Blauen Planeten?
Der Deuterium Gehalt unserer Ozeane gibt Hinweise
Deuterium-Anteil
im Sonnensytem
Hartogh et al.,
Nature 478,
218 (2011)
Wasserbildung im Weltraum:
H3+
O
OH+
H2
H2O+
H2
H3O+
Einbau von Deuterium
H3+ + D
H2D+ + H
e-
H2O + H
OH + H2
Die Zukunft: modernste Techniken kombiniert
Elektronenkühlung
Kryogene 22-Pol
Ionenquelle
CSR
300 kV
Plattform
Neutralstrahl
Molekulare Astrophysik der nächsten Generation
Cm+1Hn-1+
H2O
Wasser
bildung
C
Deuterium
Anlagerung
e
H3O+
C2H+
N2D+
H2
N2
H2O+
H2
C
OH+
O
H2D+
D
H3+
CH+
CH2+
C
CSR
H2
Ionisation
durch
kosmische
Strahlung
C
Cm+1Hn-2+
C2H+
HERSCHEL
H2
H2+
CmHn+
CH3+
H2
C
H2
Synthese
organischer
Moleküle
ALMA
Kollaboration
Abteilung für gespeicherte und kalte Ionen
K. Blaum, A. Wolf, O. Novotny, C. Krantz,
S. Vogel, A. Becker, D. Schwalm
Ehemalig: A. Shornikov, D. Orlov, M. Lange, S. Menk
Molekulare Ionen und Astrophysik (ASTROLAB)
H. Kreckel, F. Grussie, P. Herwig, A.P. O´Connor
Beschleuniger, CSR
M. Grieser, R. von Hahn, R. Repnow,
F. Fellenberger, F. Berg
Cluster Physik, CSR
C. Breitenfeldt, S. George,
L. Schweikhard, C. Meyer
Universität
Greifswald
Atomare und Mol. Rekombination
D.W. Savin, M. Hahn
Columbia University, NY
Atomphysik
S. Schippers, A. Müller, K. Spruck
Universität
Giessen
Molekülphysik
D. Zajfman, O. Heber, M. Rappaport
Weizmann Institute of Science, Israel
Imaging
X. Urbain
UCL, Louvain la-Neuve
Belgien
Vielen Dank für Ihr Interesse!
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