一、引言

天体物理学是应用物理学技术和理论，研究天体的表面物理状态、内部结构和化学成分、天体之间的关系以及宇宙的起源和演化的一门学科。天体物理研究需要大量准确、充分的原子和分子光谱数据作为基本支撑条件。到目前为止，人类获得天文知识的主要方式，如宇宙起源、星系的形成以及恒星或星云的物理状态等都是通过光谱观测，以及通过地面或空间天文望远镜，观测天体的电磁辐射及其与原子和离子的相互作用得到的。将获得的天体光谱信息与现有的原子离子光谱数据进行比较，以确定天体中所含的化学成分和丰度。对元素丰度的详细研究将产生天文参数，如恒星的形成机制、表面条件、大气模型、年龄和天体物理学。因此，原子和分子光谱数据的准确性和充分性将直接影响天体光谱分析，所确定的天文状态的准确性在这些光谱数据中，原子和离子的自然辐射寿命、分支比、跃迁几率、振子强度等辐射参数对天体的分析尤为重要。在天体物理学中，只有由组合寿命和分支比确定的谱线强度才能直接用于元素丰度的定量分析。通过研究高丰度元素的辐射跃迁强度，确定了天体介质的相对物理状态。研究谱线强度、光电离截面、碰撞激发、电离率和精确的原子离子自然辐射参数是必需的。此外，元素丰度、天体运动学参数和年龄信息是研究星系演化最有力的探针。因此，研究天体中化学元素的丰度和演化与解决天体物理学中的许多重大问题密切相关。因此，相关领域的研究人员一直非常重视这项研究。

在研究电子与原子分子碰撞过程中，根据入射粒子的能量区分慢电子与快电子碰撞，当所研究靶原子的价电子激发态与电离态能量在10电子伏特左右时,入射电子能量小于100电子伏特时都界定为慢电子碰撞。能量在100电子伏特至10,000电子伏特的入射电子称为中等能量的电子，当入射电子速度远大于壳层中的电子的速度的电子称为快电子。

二、关于碰撞的基本理论

碰撞问题也是关于散射问题，碰撞散射实验是研究处理微观粒子的内部结构的重要实验手段之一，如夫兰克-赫兹实验、卢瑟福的α散射实验等。碰撞散射划分为弹性碰撞与非弹性碰撞。弹性碰撞散射中只有粒子的动能的交换，微观粒子内部状态不发生改变。在非弹性碰撞散射中粒子内部状态发生改变。在研究散射碰撞过程中最引起重视的是粒子被散射后的物理结果，即散射到各个不同方向，各个不同立体角的几率。这些结果可以用微分散射截面以及总散射截面描述。碰撞散射理论的主要目的是散射截面的计算。先建立粒子的理论结构，计算出其散射截面，然后与实验的物理结果比较，以判断粒子的理论结构是否正确，进而进行修正理论模型。

散射过程最主要的特点是通过散射粒子的波函数来描述的。一般来说，粒子在无穷远处时能量并不为零，能谱是连续的，而通常入射粒子的能量是给定的。

设粒子沿水平轴入射，经靶的作用发生偏转。在离靶远处，散射粒子沿以靶为中心的矢径运动，在单位时间到达球面面积dS上的粒子数dN将与dS所张的立体角成正比，而与球的半径无关。此外，dN还应与入射粒子流密度n成正比，即

dN=σ(θ,φ)ndΩ或

σ(θ,φ)具有面积的量纲，定义为微分散射截面。

总截面为：

图1

三、电子与钼原子散射研究基本理论数学模型

处理电子与钼原子相互作用时，采用了光学势耦合通道的方法。电子与钼原子的碰撞散射激发研究中，重新建立了新的理想模型，简化碰撞散射过程，采用了为入射电子与含有多个电子的原子系统的碰撞过程。模型中认为系统总的自旋角动量与总的轨道角动量都是守恒的。研究原子中应用了单组态的HF波函数。

电子碰撞散射哈密顿量为：

H=K1+K2+v1+v2+v3

其中K和v代表散射碰撞系统的动能和势能。

其中v1是入射靶的原子核的势函数，v2是入射电子与原子核的吸引势函数，v3是入射电子和靶原子电子的排斥势函数。在模型中会考虑泡利不相容原理。整体碰撞系统的薛定谔方程为：

其中定义光学势为：

在动量表象下的方程为：

T矩阵元为等式右侧光学式通道到的跃迁，任意动量为

光学势矩阵元为：

四、碰撞散射结果

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