Search

Context. Elemental abundances can be determined from stellar spectra, making it possible to study galactic formation and evolution. Accurate atomic data is essential for the reliable interpretation and modeling of astrophysical spectra. In this work, we perform laboratory studies on neutral aluminium. This element is found, for example, in young, massive stars and it is a key element for tracing ongoing nucleosynthesis throughout the Galaxy. The near-infrared (NIR) wavelength region is of particular importance, since extinction in this region is lower than for optical wavelengths. This makes the NIR wavelength region a better probe for highly obscured regions, such as those located close to the Galactic center. Aims. We investigate the spectrum of neutral aluminium with the aim to provide oscillator strengths (f-values) of improved accuracy for lines in the NIR and optical regions (670–4200 nm). Methods. Measurements of high-resolution spectra were performed using a Fourier transform spectrometer and a hollow cathode discharge lamp. The f-values were derived from experimental line intensities combined with published radiative lifetimes. Results. We report oscillator strengths for 12 lines in the NIR and optical spectral regions, with an accuracy between 2 and 11%, as well as branching fractions for an additional 16 lines.

Context. Elemental abundances can be determined from stellar spectra, making it possible to study galactic formation and evolution. Accurate atomic data is essential for the reliable interpretation and modeling of astrophysical spectra. In this work, we perform laboratory studies on neutral aluminium. This element is found, for example, in young, massive stars and it is a key element for tracing ongoing nucleosynthesis throughout the Galaxy. The near-infrared (NIR) wavelength region is of particular importance, since extinction in this region is lower than for optical wavelengths. This makes the NIR wavelength region a better probe for highly obscured regions, such as those located close to the Galactic center. Aims. We investigate the spectrum of neutral aluminium with the aim to provide oscillator strengths (f-values) of improved accuracy for lines in the NIR and optical regions (670–4200 nm). Methods. Measurements of high-resolution spectra were performed using a Fourier transform spectrometer and a hollow cathode discharge lamp. The f-values were derived from experimental line intensities combined with published radiative lifetimes. Results. We report oscillator strengths for 12 lines in the NIR and optical spectral regions, with an accuracy between 2 and 11%, as well as branching fractions for an additional 16 lines.

Elemental abundances can be determined from stellar spectra, making it possible to study galactic formation and evolution. Accurate atomic data is essential for the reliable interpretation and modeling of astrophysical spectra. In this work, we perform laboratory studies on neutral aluminium. This element is found, for example, in young, massive stars and it is a key element for tracing ongoing nucleosynthesis throughout the Galaxy. The near-infrared (NIR) wavelength region is of particular importance, since extinction in this region is lower than for optical wavelengths. This makes the NIR wavelength region a better probe for highly obscured regions, such as those located close to the Galactic center. We investigate the spectrum of neutral aluminium with the aim to provide oscillator strengths (f-values) of improved accuracy for lines in the NIR and optical regions (670 - 4200 nm). Measurements of high-resolution spectra were performed using a Fourier transform spectrometer and a hollow cathode discharge lamp. The f-values were derived from experimental line intensities combined with published radiative lifetimes. We report oscillator strengths for 12 lines in the NIR and optical spectral regions, with an accuracy between 2 and 11%, as well as branching fractions for an additional 16 lines., Comment: 9 pages, 5 figures

Ultra-hot Jupiters are tidally locked with their host stars dividing their atmospheres into a hot dayside and a colder nightside. As the planet moves through transit, different regions of the atmosphere rotate into view revealing different chemical regimes. High-resolution spectrographs can observe asymmetries and velocity shifts, and offer the possibility for time-resolved spectroscopy. In this study, we search for other atoms and molecules in the planet`s transmission spectrum and investigate asymmetric signals. We analyse and combine eight transits of the ultra-hot Jupiter WASP-189 b taken with the HARPS, HARPS-N, ESPRESSO and MAROON-X high-resolution spectrographs. Using the cross-correlation technique, we search for neutral and ionised atoms, and oxides and compare the obtained signals to model predictions. We report significant detections for H, Na, Mg, Ca, Ca+, Ti, Ti+, TiO, V, Cr, Mn, Fe, Fe+, Ni, Sr, Sr+, and Ba+. Of these, Sr, Sr+, and Ba+ are detected for the first time in the transmission spectrum of WASP-189 b. In addition, we robustly confirm the detection of titanium oxide based on observations with HARPS and HARPS-N using the follow-up observations performed with MAROON-X and ESPRESSO. By fitting the orbital traces of the detected species by means of time-resolved spectroscopy using a Bayesian framework, we infer posterior distributions for orbital parameters as well as lineshapes. Our results indicate that different species must originate from different regions of the atmosphere to be able to explain the observed time dependence of the signals. Throughout the course of the transit, most signal strengths are expected to increase due to the larger atmospheric scale height at the hotter trailing terminator. For some species, however, the signals are instead observed to weaken due to ionisation for atoms and their ions, or the dissociation of molecules on the dayside., Comment: 38 pages, 34 figures, published in A&A on October 24, 2023

This thesis presents an analysis of the production of K_S^0 and Λ particles in p-Pb collisions at a center of mass collision energy of sqrt(s_NN) = 5.02 TeV, measured with the ALICE detector at the LHC, CERN. The p_T spectra as well as the baryon-to-meson yield ratio Λ/K_S^0, for p_T <= 15 GeV/c, are investigated and compared for different centrality bins. The results are compared to those from Pb-Pb collisions, where the yield ratio shows pp-like behaviors for peripheral collisions while for central collisions an enhancement of Λ with respect to K_S^0 is seen at intermediate p_T. This enhancement is, to our current knowledge, explained by effects of radial flow at low and mid-p_T combined with processes like recombination during the hadronization of the created medium -- the Quark Gluon Plasma. The results of p-Pb show similar features to those of Pb-Pb, but on a smaller scale., Många har hört talas om The Big Bang – den stora smällen – det ögonblick där det Universum som vi känner till idag föddes. Även om vad som fanns innan Big Bang ännu förblir en gåta, tyder observationer på att alla galaxer, stjärnor och planeter som idag existerar – även rumtiden själv – började i en enda punkt. Denna punkt måste ha varit oerhört tät och het, vilket innebär att den materien vi ser runt omkring oss idag, som är uppbyggd av den bekanta atomen, inte kunde existera. Då Universum bara var några miljondelar av en sekund gammalt, fanns det inte ens protoner eller neutroner – de beståndsdelar som bygger upp atomkärnor. Istället tros en annan typ av materia ha existerat; en materia uppbyggd av fria kvarkar och gluoner, d.v.s. de partiklar som, under normala förhållanden (vid låg densitet och temperatur), är bundna i hadroner – en grupp partiklar dit protoner och neutroner tillhör. Ett sådant materietillstånd kallas för kvark-gluonplasma (QGP). Då Universum expanderade, och därigenom kyldes ned, ledde detta till att kraften mellan partiklarna i kvark-gluonplasmat – den så kallade starka kraften – blev allt större. Denna kraft fungerar så, att den minskar då partiklarna kommer nära varandra och ökar när de förs längre ifrån varandra. Och skulle det vara så att två kvarkar av någon anledning kommer för långt ifrån varandra, så omvandlas den energin som håller ihop kvarkarna till att bilda ett nytt kvarkpar som de ursprungliga kvarkarna istället kan bindas till. Detta beteende hos den starka kraften innebär att kvarkarna och gluonerna aldrig existerar som fria partiklar. Då Universum fortsatte kylas ned började dessa partiklar därför smälta samman för att bilda hadroner. Genom kollisioner mellan tunga atomkärnor – såsom blykärnor (Pb) – accelererade till en hastighet nära ljushastigheten, kan så höga temperaturer och tryck uppnås att kvarkarna och gluonerna i den sammanpressade materien beter sig som fria partiklar. Detta innebär att den hadroniska materien har g

Att bestämma omloppsbanan för en komet kan svara på många frågor omvårt solsystem, och även resten av universum. Idag använder vi oss av olika algoritmer för att preliminärt kunna beräkna omloppsbanor hos bland annat kometer, men vad krävs egentligen för att få ett någorlunda korrekt resultat? Det finns ett antal olika metoder för att bestämma omloppsbanan hos en komet, men alla är grundade i den äldsta grenen av astronomin;astrometri, vars syfte är att mäta positioner och rörelser hos olika himlakroppar. Astrometrin sträcker sig långt före Galileos tid och har utvecklats avsevärt genom åren. Idag använder vi särskilda satelliter avsedda för att samla in information ombl. akometer, vilket är vad en stor del av detta projekt kommer handla om. Den metod jag har använt mig av för att beräkna omloppsbana för en kometär den så kallade Gauss metoden. Denna metod går ut på att vi känner till kometens position vid tre olika datum och därifrån,genom ett datorprogram, beräknar banans parametrar, kometens så kallade banelement. För mindre än tre kända datum fungerar inte denna metod, men det är även viktigt att vi använder ”rätt” datum. Väljer vi datum med för liten separation kommer vårt resultat inte att bli särskilt korrekt. Vi måste alltså använda datum med större separation för att få ett så bra resultat som möjligt på våra banelement. I rapporten har jag upprepat processen för två aktuella kometer; C/2011 L4 PANSTARRS och C/2012 S1 ISON, för vilka jag i sin tur har beräknat banelementen utifrån olika kända datum. De resultat jag fått fram för de båda kometernas banor har jag jämfört med värden från Minor Planet Center, för att få en uppfattning om kvaliteten av mina resultat, och hur det program jag använde hade kunnat förbättras och utvecklas.

Att bestämma omloppsbanan för en komet kan svara på många frågor omvårt solsystem, och även resten av universum. Idag använder vi oss av olika algoritmer för att preliminärt kunna beräkna omloppsbanor hos bland annat kometer, men vad krävs egentligen för att få ett någorlunda korrekt resultat? Det finns ett antal olika metoder för att bestämma omloppsbanan hos en komet, men alla är grundade i den äldsta grenen av astronomin;astrometri, vars syfte är att mäta positioner och rörelser hos olika himlakroppar. Astrometrin sträcker sig långt före Galileos tid och har utvecklats avsevärt genom åren. Idag använder vi särskilda satelliter avsedda för att samla in information ombl. akometer, vilket är vad en stor del av detta projekt kommer handla om. Den metod jag har använt mig av för att beräkna omloppsbana för en kometär den så kallade Gauss metoden. Denna metod går ut på att vi känner till kometens position vid tre olika datum och därifrån,genom ett datorprogram, beräknar banans parametrar, kometens så kallade banelement. För mindre än tre kända datum fungerar inte denna metod, men det är även viktigt att vi använder ”rätt” datum. Väljer vi datum med för liten separation kommer vårt resultat inte att bli särskilt korrekt. Vi måste alltså använda datum med större separation för att få ett så bra resultat som möjligt på våra banelement. I rapporten har jag upprepat processen för två aktuella kometer; C/2011 L4 PANSTARRS och C/2012 S1 ISON, för vilka jag i sin tur har beräknat banelementen utifrån olika kända datum. De resultat jag fått fram för de båda kometernas banor har jag jämfört med värden från Minor Planet Center, för att få en uppfattning om kvaliteten av mina resultat, och hur det program jag använde hade kunnat förbättras och utvecklas.