Experimental Ni II Oscillator Strengths for Transitions from to Levels Measured Using High-resolution Fourier Transform Spectroscopy
本研究通过高分辨率傅里叶变换光谱法和分支比，首次给出了 174 个 Ni II 在 与 能级之间的实验测量振子强度，旨在提供优于现有理论计算的确定性原子数据。
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恒星不仅仅是遥远的光点；它们是巨大的实验室，构成我们世界的元素在此处被锻造和转化。为了理解这些宇宙引擎如何运作、如何演化以及由什么组成，天文学家依赖于一份精确的光谱图。当星光穿过棱镜或光谱仪时，它会分裂成一道彩虹，但这道彩虹并非平滑无缺。它被明暗交错的线条所横跨，每一条线都是特定原子或离子在非常特定的颜色下吸收或发射光的指纹。对于在宇宙中含量丰富且对恒星大气不透明度至关重要的铁族元素而言，这些指纹极其密集且复杂。其中，单电离镍（即 Ni II）是一个关键角色。然而，几十年来，这些指纹的图谱一直是不完整的。虽然科学家们了解低能态原子的行为，但镍原子在高能、更激发态下的行为仍然是一个谜，这导致我们在准确测量恒星和超新星化学成分的能力上存在空白。
现在，一支研究团队通过测量镍离子在一种从未经过实验量化的高能状态下所发出的光，填补了这一缺失图谱中的重要部分。研究人员利用伦敦帝国理工学院和美国国家标准与技术研究院的专业设备，通过填充了镍和氦气的空心阴极灯创造了一个受控环境。通过向这种气体通入电流，他们激发了镍原子，使其发出光芒。随后，他们使用高分辨率光谱仪捕捉这些发光原子的光，这种仪器能够以极高的精度将光分解为各个独立的颜色。其目标是测量镍原子从高能态（具体为 3d⁸4d 构型）跃迁到稍低能态（具体为 3d⁸4p 构型）时所发射出的特定光线的亮度。
这个过程不仅仅是拍摄光的图像。研究人员必须确定单个受激镍原子发射的总光量中有多少进入了每条特定的颜色线。这被称为分支比（branching fraction）。想象一滴水从高处落下并分裂成许多小溪流；研究人员需要精确测量有多少水流向了每一条溪流。为此，他们在不同条件下多次记录光谱，以确保这些谱线不会受到设备或原子吸收自身光线的干扰。他们根据标准灯校准测量结果，以确保每种颜色的强度都被准确记录。通过将测得的比例与已知或计算出的激发态寿命（本质上是原子在掉落之前在那个高能态停留的时间）相结合，他们能够计算出每次跃迁的绝对概率。
其结果是一套全新的、经过实验验证的 174 条不同光线的观测数据。对于其中的 19 条谱线，数据完全基于直接的实验室测量，这代表了这些特定数值首次通过实验确定。对于其余的谱线，团队将他们测量的新光比例与关于原子在激发态中存活时间的理论计算相结合，从而推导出绝对值。团队发现，对于最强的谱线，他们的新测量结果与最新的理论预测非常吻合，这使他们对数据的准确性充满信心。然而，对于较弱、较暗的谱线，理论计算显示出更多的离散性和与新测量结果较低的一致性，这表明虽然理论是一种强大的工具，但在没有实验指导的情况下，它在预测最微妙的原子跃迁行为方面仍然面临困难。
这项工作提供了这些高层镍能量级跃迁的首套完全基于实验的分支比和振子强度。通过提供一套更完整、更准确的数据集，该研究使天文学家能够更精确地解读来自遥远恒星、超新星和类星体的光。当分析来自垂死恒星或遥远星系的星光时，这些新的数据点将帮助科学家确定镍存在的确切量，从而更清晰地理解恒星如何演化以及宇宙中的重元素是如何产生的。研究人员已将他们的完整测量列表向科学界开放，以确保关于镍的这一新篇章能够被用于完善我们的宇宙模型。
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