Диффузные межзвездные полосы
Диффузные межзвездные полосы (DIB) — это особенности поглощения, наблюдаемые в спектрах астрономических объектов Млечного Пути и других галактик. Они вызваны поглощением света межзвездной средой . Сейчас обнаружено около 500 полос в ультрафиолетовом , видимом и инфракрасном диапазонах. [1]
Происхождение большинства DIB остается неизвестным, при этом распространены предположения, что это полициклические ароматические углеводороды и другие крупные углеродсодержащие молекулы. [2] [3] Идентифицирован только один носитель DIB: ионизированный бакминстерфуллерен (C 60 + ), который отвечает за несколько DIB в ближнем инфракрасном диапазоне. [4] Носители большинства ДИБ остаются неизвестными.
Открытие и история
[ редактировать ]Большая часть астрономических работ опирается на изучение спектров — света астрономических объектов, рассеиваемого с помощью призмы или, что чаще, дифракционной решётки . Типичный звездный спектр будет состоять из континуума , содержащего линии поглощения , каждая из которых связана с определенным переходом атомного уровня энергии в атмосфере звезды.
На внешний вид всех астрономических объектов влияют поглощение , поглощение и рассеяние фотонов межзвездной средой . Для DIB характерно межзвездное поглощение, которое преимущественно непрерывно влияет на весь спектр, а не вызывает линии поглощения. Однако в 1922 году астроном Мэри Леа Хегер [5] впервые наблюдал ряд линий поглощения, которые, по-видимому, имеют межзвездное происхождение.
Их межзвездная природа была показана тем фактом, что сила наблюдаемого поглощения была примерно пропорциональна поглощению и что в объектах с сильно различающимися лучевыми скоростями на полосы поглощения не влияло доплеровское смещение , что означает, что поглощение не происходило в вокруг соответствующего объекта. [6] [7] [8] Название «диффузная межзвездная полоса», или сокращенно DIB, было придумано, чтобы отразить тот факт, что особенности поглощения намного шире, чем обычные линии поглощения, наблюдаемые в звездных спектрах.
Первые наблюдаемые DIB были на длинах волн 578,0 и 579,7 нанометров (видимый свет соответствует диапазону длин волн 400–700 нанометров). Другие сильные DIB наблюдаются при 628,4, 661,4 и 443,0 нм. DIB 443,0 нм особенно широк: его поперечник составляет около 1,2 нм - типичные особенности внутреннего звездного поглощения имеют поперечник 0,1 нм или меньше.
Более поздние спектроскопические исследования с более высоким спектральным разрешением и чувствительностью выявляли все больше и больше DIB; их каталог в 1975 году содержал 25 известных DIB, а десятилетие спустя их известное число увеличилось более чем вдвое. Первое исследование с ограниченным обнаружением было опубликовано Питером Дженнискенсом и Ксавье Дезертом в 1994 году (см. Рисунок выше). [9] что привело к первой конференции по диффузным межзвездным полосам в Университете Колорадо в Боулдере 16–19 мая 1994 года. Сегодня обнаружено около 500 таких полос.
В последние годы спектрографы мира . очень высокого разрешения на самых мощных телескопах для наблюдения и анализа DIB использовались [10] Спектральное разрешение 0,005 нм в настоящее время является обычным явлением при использовании инструментов в таких обсерваториях, как Европейская южная обсерватория в Серро-Параналь , Чили , и Англо-австралийская обсерватория в Австралии , и при таких высоких разрешениях многие DIB содержат значительную подструктуру. [11] [12]
Характер перевозчиков
[ редактировать ]Большая проблема с DIB, очевидная из самых ранних наблюдений, заключалась в том, что их центральные длины волн не соответствовали каким-либо известным спектральным линиям какого-либо иона или молекулы , и поэтому материал, ответственный за поглощение, не мог быть идентифицирован. По мере роста числа известных DIB было выдвинуто большое количество теорий, и определение природы поглощающего материала («носителя») стало решающей проблемой астрофизики .
Одним из важных результатов наблюдений является то, что сильные стороны большинства DIB не сильно коррелируют друг с другом. Это означает, что должно быть много операторов связи, а не один оператор связи, отвечающий за все DIB. Также важно то, что сила DIB широко коррелирует с межзвездным вымиранием . Вымирание вызвано межзвездной пылью ; однако DIB вряд ли могут быть вызваны частицами пыли.
Существование субструктуры в DIB подтверждает идею о том, что они вызваны молекулами. Субструктура возникает в результате головок зон в контуре вращательной полосы и в результате замещения изотопов. В молекуле, содержащей, скажем, три атома углерода , часть углерода будет в форме углерода-13 изотопа , так что, хотя большинство молекул будут содержать три углерода-12 , некоторые будут содержать два атома углерода-12. атома 12 Атомы C и один 13 Атом C, тем более будет содержать один 12 С и два 13 C, а очень маленькая фракция будет содержать три 13 Молекулы С. Каждая из этих форм молекулы создаст линию поглощения с несколько разной длиной волны покоя.
Считается, что наиболее вероятными молекулами-кандидатами для образования DIB являются крупные углеродсодержащие молекулы, которые распространены в межзвездной среде. Полициклические ароматические углеводороды , молекулы с длинными углеродными цепями, такие как полиины , и фуллерены — все они потенциально важны. [6] [13] Эти типы молекул испытывают быструю и эффективную дезактивацию при возбуждении фотоном, что одновременно расширяет спектральные линии и делает их достаточно стабильными, чтобы существовать в межзвездной среде. [14] [15]
Идентификация C 60 + в качестве перевозчика
[ редактировать ]По состоянию на 2021 год [update] единственной молекулой, которая, как подтверждено, является носителем DIB, является ион бакминстерфуллерена C 60. + . Вскоре после того, как Гарри Крото открыл фуллерены в 1980-х годах, он предположил, что они могут быть переносчиками DIB. [16] Крото указал, что ионизированная форма C 60 + имел больше шансов выжить в диффузной межзвездной среде. [17] [16] Однако отсутствие достоверного лабораторного спектра газофазного C 60 + это предложение было трудно проверить. [18]
В начале 1990-х годов лабораторные спектры C 60 + были получены путем внедрения молекулы в твердый лед, который показал сильные полосы в ближнем инфракрасном диапазоне. В 1994 году Бернар Фоинг и Паскаль Эренфройнд обнаружили новые DIB с длинами волн, близкими к длинам волн в лабораторных спектрах, и предположили, что разница возникла из-за смещения между длинами волн в газовой и твердой фазах. [19] Однако этот вывод был оспорен другими исследователями, такими как Питер Дженнискенс , на многочисленных спектроскопических и наблюдательных основаниях. [20]
Лабораторный газофазный спектр C 60. + был получен в 2015 году группой под руководством Джона Майера . [21] Их результаты соответствовали длинам волн полос, которые наблюдали Фоинг и Эренфройнд в 1994 году. [21] Три более слабые полосы C 60 + Вскоре после этого были обнаружены в межзвездных спектрах, что разрешило одно из более ранних возражений, выдвинутых Дженнискенсом. [22] Новые возражения были выдвинуты другими исследователями, [23] но к 2019 году C 60 + полосы и их назначение были подтверждены несколькими группами астрономов. [24] [25] и химики-лаборанты. [26]
См. также
[ редактировать ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ «Большое исследование диффузных межзвездных полос ESO (EDIBLES) - объединение наблюдений и лабораторных данных» . 29 марта 2016 г.
- ^ Бирбаум, Вероника М.; Кехеян, Егис; Пейдж, Валери Ле; Сноу, Теодор П. (январь 1998 г.). «Межзвездная химия катионов ПАУ». Природа . 391 (6664): 259–260. Бибкод : 1998Natur.391..259S . дои : 10.1038/34602 . ПМИД 9440689 . S2CID 2934995 .
- ^ Сноу, Теодор П. (15 марта 2001 г.). «Неопознанные диффузные межзвездные полосы как свидетельство наличия крупных органических молекул в межзвездной среде». Spectrochimica Acta Часть A: Молекулярная и биомолекулярная спектроскопия . 57 (4): 615–626. Бибкод : 2001AcSpA..57..615S . дои : 10.1016/S1386-1425(00)00432-7 . ПМИД 11345242 .
- ^ Кэмпбелл, ЕК; Хольц, М.; Герлих, Д.; Майер, JP (2015). «Лабораторное подтверждение C60+ как носителя двух диффузных межзвездных полос». Природа . 523 (7560): 322–3. Бибкод : 2015Natur.523..322C . дои : 10.1038/nature14566 . ПМИД 26178962 . S2CID 205244293 .
- ^ Хегер, ML (1922). «Дальнейшее изучение линий натрия в звездах класса B» . Бюллетень Ликской обсерватории . 10 (337): 141–148. Бибкод : 1922LicOB..10..141H . doi : 10.5479/ADS/bib/1922LicOB.10.141H .
- ^ Перейти обратно: а б Хербиг, GH (1995). «Диффузионные межзвездные полосы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 33 : 19–73. Бибкод : 1995ARA&A..33...19H . дои : 10.1146/annurev.aa.33.090195.000315 .
- ^ Креловски, Дж. (1989). «Диффузные межзвездные полосы - наблюдательный обзор». Астрономические новости . 310 (4): 255–263. Бибкод : 1989AN....310..255K . дои : 10.1002/asna.2113100403 .
- ^ Соллерман, Дж.; и др. (2005). «Диффузные межзвездные полосы в NGC 1448». Астрономия и астрофизика . 429 (2): 559–567. arXiv : astro-ph/0409340 . Бибкод : 2005A&A...429..559S . дои : 10.1051/0004-6361:20041465 . S2CID 18036448 .
- ^ Дженнискенс, П.; Пустыня, Ф.-Х. (1994). «Обзор диффузных межзвездных полос (3800-8680 А)». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 106 : 39. Бибкод : 1994A&AS..106...39J .
- ^ Фосси, С.Дж.; Кроуфорд, Айова (2000). «Наблюдения на установке сверхвысокого разрешения на Англо-австралийском телескопе: структура диффузных межзвездных полос». Бюллетень Американского астрономического общества . 32 : 727. Бибкод : 2000AAS...196.3501F .
- ^ Дженнискенс, П.; Пустыня, FX (1993). «Сложная структура в двух диффузных межзвездных полосах». Астрономия и астрофизика . 274 : 465. Бибкод : 1993A&A...274..465J .
- ^ Галазутдинов Г.; и др. (2002). «Тонкая структура профилей слабых диффузных межзвездных полос» . Астрономия и астрофизика . 396 (3): 987–991. Бибкод : 2002A&A...396..987G . дои : 10.1051/0004-6361:20021299 .
- ^ Эренфройнд, П. (1999). «Диффузионные межзвездные полосы как свидетельство существования многоатомных молекул в диффузной межзвездной среде». Бюллетень Американского астрономического общества . 31 : 880. Бибкод : 1999AAS...194.4101E .
- ^ Чжао, Лян; Лиан, Руи; Шкроб, Илья А.; Кроуэлл, Роберт А.; Поммере, Станислас; Хронистер, Эрик Л.; Лю, Ан Донг; Трифунак, Александр Д. (2004). «Сверхбыстрые исследования фотофизики матрично-изолированных катион-радикалов полициклических ароматических углеводородов». Журнал физической химии А. 108 (1): 25–31. Бибкод : 2004JPCA..108...25Z . дои : 10.1021/jp021832h . S2CID 97499895 .
- ^ Токмачев Андрей М.; Боджио-Паскуа, Боевой; Мендиве-Тапия, Дэвид; Беарпарк, Майкл Дж.; Робб, Майкл А. (2010). «Флуоресценция катион-радикала перилена и недоступное коническое пересечение D0/D1: вычислительное исследование MMVB, RASSCF и TD-DFT». Журнал химической физики . 132 (4): 044306. Бибкод : 2010JChPh.132d4306T . дои : 10.1063/1.3278545 . ПМИД 20113032 .
- ^ Перейти обратно: а б Крото, Х. (1988). «Космос, звезды, C60 и сажа». Наука . 242 (4882): 1139–1145. Бибкод : 1988Sci...242.1139K . дои : 10.1126/science.242.4882.1139 . ПМИД 17799730 . S2CID 22397657 .
- ^ Крото, HW (1987). Леже, Ален (ред.). Цепи и зерна в межзвездном пространстве (PDF) . Полициклические ароматические углеводороды и астрофизика. Серия Института перспективных исследований НАТО C. Том. 191. Спрингер. стр. 197–206. Бибкод : 1987ASIC..191..197K . дои : 10.1007/978-94-009-4776-4_17 . ISBN 978-94-010-8619-6 .
- ^ Фулара, Ян; Якоби, Майкл; Майер, Джон П. (13 августа 1993 г.). «Электронные и инфракрасные спектры С 60. + и C 60 в матрицах неона и аргона». Chemical Physics Letters . 211 (2–3): 227–234. Бибкод : 1993CPL...211..227F . doi : 10.1016/0009-2614(93)85190-Y . ISSN 0009-2614 .
- ^ Фоинг, Б.Х.; Эренфройнд, П. (1994). «Обнаружение двух полос межзвездного поглощения, совпадающих со спектральными особенностями C 60. + ". Nature . 369 (6478): 296–298. Bibcode : 1994Natur.369..296F . doi : 10.1038/369296a0 . S2CID 4354516 .
- ^ Дженнискенс, П.; Мулас, Г.; Порседду, И.; Бенвенути, П. (1997). «Дифференцированные межзвездные полосы около 9600Å: не из-за C 60. + пока» . Астрономия и астрофизика . 327 : 337. Бибкод : 1997A&A...327..337J .
- ^ Перейти обратно: а б Майер, JP; Герлих, Д.; Хольц, М.; Кэмпбелл, ЕК (июль 2015 г.). «Лабораторное подтверждение С 60 + как носитель двух диффузных межзвездных полос». Nature . 523 (7560): 322–323. Бибкод : 2015Natur.523..322C . doi : 10.1038/ . ISSN 1476-4687 . PMID 26178962. nature14566 S2CID 205244293 .
- ^ Кэмпбелл, ЕК; Хольц, М.; Майер, JP; Герлих, Д.; Уокер, GAH; Болендер, Д. (2016). «Газофазная абсорбционная спектроскопия С 60 ». + и С 70 + в криогенной ионной ловушке: сравнение с астрономическими измерениями» . The Astrophysical Journal . 822 (1): 17. Bibcode : 2016ApJ...822...17C . doi : 10.3847/0004-637X/822/1/17 . ISSN 0004-637X . S2CID 29848456 .
- ^ Galazutdinov, G. A.; Shimansky, V. V.; Bondar, A.; Valyavin, G.; Krełowski, J. (2017). "C 60 + – в поисках баки-болла в межзвездном пространстве». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 465 (4): 3956–3964. arXiv : 1612.08898 . Бибкод : 2017MNRAS.465.3956G . doi : 10.1093/mnras/stw2948 .
- ^ Лаллемент, Р.; Кокс, Нью-Джерси; Ками, Дж.; Смокер, Дж.; Фаранг, А.; Эльяджури, М.; Кординер, Массачусетс; Линнарц, Х.; Смит, Коннектикут; Эренфройнд, П.; Фоинг, Б.Х. (2018). «Исследование EDIBLES II. Обнаруживаемость C 60 + полосы». Астрономия и астрофизика . 614 : A28. arXiv : 1802.00369 . Bibcode : 2018A&A...614A..28L . doi : 10.1051/0004-6361/201832647 . S2CID 106399567 .
- ^ Кординер, М.; Линнарц, Х.; Кокс, Н.; Ками, Дж.; Нахарро, Ф.; Проффитт, К.; Лаллемент, Р.; Эренфройнд, П.; Фоинг, Б.; Галл, Т.; Сарр, П.; Чарнли, С. (2019). «Подтверждаю Интерстеллар С 60 + Использование космического телескопа Хаббла» . The Astrophysical Journal Letters . 875 (2): L28. arXiv : 1904.08821 . Bibcode : 2019ApJ...875L..28C . doi : 10.3847/2041-8213/ab14e5 . ISSN 2041-8205 . S2CID . 121292704 .
- ^ Игрок, Штеффен; Кун, Мартин; Постлер, Джон; Симпсон, Малькольм; Вестер, Роланд; Шайер, Пол; Юбахс, Вим; Бакалла, Ксавьер; Бауман, Джорди; Линнарц, Гарольд (2017). " С60 + и диффузные межзвездные полосы: независимая лабораторная проверка» . Astrophysical Journal . 846 (2): 168. arXiv : 1707.09230 . Bibcode : 2017ApJ...846..168S . doi : 10.3847/1538-4357/aa82bc . S2CID 1194 25018 .
