Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Относительная сила наблюдаемых диффузных межзвездных полос

Диффузные межзвездные полосы (DIBS) являются поглощение Характеристики видны в спектрах из астрономических объектов в Млечном Пути и других галактиках. Они вызваны поглощением света межзвездной средой . В настоящее время видно около 500 полос в ультрафиолетовом , видимом и инфракрасном диапазонах. [1]

Происхождение большинства DIB остается неизвестным, часто предполагают, что это полициклические ароматические углеводороды и другие крупные углеродсодержащие молекулы. [2] [3] Был идентифицирован только один носитель DIB: ионизированный бакминстерфуллерен (C 60 + ), который отвечает за несколько DIB в ближнем инфракрасном диапазоне. [4] Носители большинства DIB остаются неустановленными.

Открытие и история [ править ]

Многие астрономические работы основаны на изучении спектров - света от астрономических объектов, рассеянного с помощью призмы или, чаще, дифракционной решетки . Типичный звездный спектр будет состоять из континуума , содержащего линии поглощения , каждая из которых связана с определенным переходом уровня атомной энергии в атмосфере звезды.

Появления всех астрономических объектов страдают от исчезновения , поглощения и рассеяния фотонов по межзвездной среде . К DIB относится межзвездное поглощение, которое преимущественно непрерывно влияет на весь спектр, а не вызывает линии поглощения. Однако в 1922 году астроном Мэри Ли Хегер [5] впервые наблюдала ряд линий поглощения, которые, казалось, имели межзвездное происхождение.

Их межзвездная природа была продемонстрирована тем фактом, что сила наблюдаемого поглощения была примерно пропорциональна экстинкции, и что в объектах с сильно различающимися лучевыми скоростями на полосы поглощения не влияло доплеровское смещение , что означает, что поглощение не происходит в или вокруг рассматриваемого объекта. [6] [7] [8] Название Diffuse Interstellar Band, или сокращенно DIB, было придумано, чтобы отразить тот факт, что особенности поглощения намного шире, чем нормальные 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 от 400 до 700 нанометров). Другие сильные DIB наблюдаются на 628,4, 661,4 и 443,0 нм. DIB 443,0 нм особенно широк и составляет около 1,2 нм в поперечнике - типичные особенности звездного поглощения составляют 0,1 нм или меньше в поперечнике.

Более поздние спектроскопические исследования с более высоким спектральным разрешением и чувствительностью выявили все больше и больше DIB; их каталог в 1975 году содержал 25 известных DIB, а десять лет спустя их количество увеличилось более чем вдвое. Первый ограниченный по обнаружению обзор был опубликован Питером Дженнискенсом и Ксавьером Дезертом в 1994 году (см. Рисунок выше) [9], который привел к первой конференции по диффузным межзвездным полосам в Университете Колорадо в Боулдере 16-19 мая 1994 года. На сегодняшний день было обнаружено около 500.

В последние годы спектрографы очень высокого разрешения на самых мощных телескопах мира использовались для наблюдения и анализа DIB. [10] Спектральное разрешение 0,005 нм в настоящее время является обычным явлением при использовании инструментов в обсерваториях, таких как Европейская южная обсерватория в Серро-Паранале , Чили , и англо-австралийская обсерватория в Австралии , и при таком высоком разрешении многие DIB-объекты, как обнаружено, содержат значительные суб. -состав. [11] [12]

Характер носителей [ править ]

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 важной проблемой в астрофизике .

Одним из важных результатов наблюдений является то, что сильные стороны большинства DIB не сильно коррелируют друг с другом. Это означает, что должно быть много перевозчиков, а не один перевозчик, ответственный за все DIB. Также важно то, что сила DIB широко коррелирует с межзвездным поглощением . Вымирание вызвано межзвездной пылью ; тем не менее, DIBs вряд ли будут вызваны крупинками пыли.

Существование субструктуры в DIB поддерживает идею о том, что они вызваны молекулами. Субструктура возникает из-за головок полос во вращающемся контуре полосы и изотопного замещения. В молекуле , содержащей, скажем, три углеродных атома, некоторые из углерода будет в виде углерод-13 изотопа , так что в то время как большинство молекул будет содержать три -12 углеродных атомов, некоторые из них будут содержать два 12 атомов углерода и один 13 Атом C, тем более, будет содержать один 12 C и два 13 C, а очень небольшая фракция будет содержать три 13Молекулы C. Каждая из этих форм молекулы будет создавать линию поглощения с немного другой длиной волны покоя.

Считается, что наиболее вероятными кандидатами на образование DIB являются большие углеродсодержащие молекулы, которые часто встречаются в межзвездной среде. Полициклические ароматические углеводороды , молекулы с длинной углеродной цепью, такие как полиины и фуллерены , потенциально важны. [6] [13]

Идентификация C 60 + как носителя [ править ]

По состоянию на 2021 год единственной молекулой, которая, как подтверждено, является носителем DIB, является ион бакминстерфуллерена C 60 + . Вскоре после того, как в 1980-х годах Гарри Крото открыл фуллерены , он предположил, что они могут быть носителями DIB. [14] Крото указал, что ионизированная форма C 60 + с большей вероятностью выживет в диффузной межзвездной среде. [15] Однако отсутствие надежного лабораторного спектра газовой фазы C 60 + сделало это предложение трудным для проверки. [16]

В начале 1990-х годов лабораторные спектры C 60 + были получены путем погружения молекулы в твердый лед, который показал сильные полосы в ближнем инфракрасном диапазоне. В 1994 году Бернард Фоинг и Паскаль Эренфройнд обнаружили новые DIB с длинами волн, близкими к лабораторным спектрам, и утверждали, что разница была вызвана смещением между длинами волн в газовой и твердой фазах. [17] Однако этот вывод оспаривался другими исследователями, такими как Питер Дженнискенс , по множеству спектроскопических и наблюдательных оснований. [18]

Лабораторный газовый спектр C 60 + был получен в 2015 году группой под руководством Джона Майера . [19] Их результаты соответствуют длинам волн полос, которые наблюдались Фоингом и Энхренфройндом в 1994 году. [19] Вскоре после этого в межзвездных спектрах были обнаружены три более слабые полосы C 60 +, что позволило разрешить одно из ранее высказанных возражений Дженнискенса. [20] Новые возражения были выдвинуты другими исследователями [21], но к 2019 году полосы C 60 + и их назначение были подтверждены множеством групп астрономов [22] [23] и химиков-лабораторий. [24]

Ссылки [ править ]

  1. ^ "ESO Diffuse Interstellar Bands Large Exploration Survey (EDIBLES) - Объединение наблюдений и лабораторных данных" . 2016-03-29. Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  2. ^ Бирбаум, Вероника М .; Кехеян, Егис; Пейдж, Валерий Ле; Сноу, Теодор П. (январь 1998 г.). «Межзвездная химия катионов ПАУ». Природа . 391 (6664): 259–260. Bibcode : 1998Natur.391..259S . DOI : 10.1038 / 34602 . PMID 9440689 . S2CID 2934995 .  
  3. ^ Снег, Теодор П. (2001-03-15). «Неопознанные диффузные межзвездные полосы как свидетельство существования больших органических молекул в межзвездной среде». Spectrochimica Acta Часть A: Молекулярная и биомолекулярная спектроскопия . 57 (4): 615–626. Bibcode : 2001AcSpA..57..615S . DOI : 10.1016 / S1386-1425 (00) 00432-7 . PMID 11345242 . 
  4. ^ Кэмпбелл, EK; Holz, M .; Герлих, Д .; Майер, JP (2015). «Лабораторное подтверждение C60 + как носителя двух диффузных межзвездных полос». Природа . 523 (7560): 322–3. Bibcode : 2015Natur.523..322C . DOI : 10,1038 / природа14566 . PMID 26178962 . S2CID 205244293 .  
  5. ^ Хегер, ML (1922). «Дальнейшее изучение линий натрия у звезд класса B» . Бюллетень обсерватории Лик . 10 (337): 141–148. Bibcode : 1922LicOB..10..141H . DOI : 10.5479 / ADS / нагрудник / 1922LicOB.10.141H .
  6. ^ а б Хербиг, GH (1995). «Диффузные межзвездные полосы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 33 : 19–73. Bibcode : 1995ARA & A..33 ... 19H . DOI : 10.1146 / annurev.aa.33.090195.000315 .
  7. ^ Krelowski, J. (1989). «Диффузные межзвездные полосы - обзор наблюдений». Astronomische Nachrichten . 310 (4): 255–263. Bibcode : 1989AN .... 310..255K . DOI : 10.1002 / asna.2113100403 .
  8. ^ Sollerman, J .; и другие. (2005). «Диффузные межзвездные полосы в NGC 1448». Астрономия и астрофизика . 429 (2): 559–567. arXiv : astro-ph / 0409340 . Бибкод : 2005A & A ... 429..559S . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20041465 . S2CID 18036448 . 
  9. ^ Jenniskens, P .; Пустыня, Ф.-Х. (1994). «Обзор диффузных межзвездных полос (3800-8680 А)». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 106 : 39. Bibcode : 1994A & AS..106 ... 39J .
  10. ^ Фосси, SJ; Кроуфорд, ИА (2000). «Наблюдения на установке сверхвысокого разрешения на англо-австралийском телескопе: структура диффузных межзвездных полос». Бюллетень Американского астрономического общества . 32 : 727. Bibcode : 2000AAS ... 196.3501F .
  11. ^ Jenniskens, P .; Пустыня, FX (1993). «Сложная структура в двух диффузных межзвездных полосах». Астрономия и астрофизика . 274 : 465. Bibcode : 1993A & A ... 274..465J .
  12. ^ Галазутдинов, Г .; и другие. (2002). «Тонкая структура профилей слабых диффузных межзвездных полос» . Астрономия и астрофизика . 396 (3): 987–991. Bibcode : 2002A & A ... 396..987G . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20021299 .
  13. ^ Ehrenfreund, P. (1999). «Диффузные межзвездные полосы как свидетельство многоатомных молекул в диффузной межзвездной среде». Бюллетень Американского астрономического общества . 31 : 880. Bibcode : 1999AAS ... 194.4101E .
  14. ^ «C 60 в космосе и диффузные межзвездные полосы» .
  15. ^ Крот, HW (1987). «Цепи и зерна в межзвездном пространстве» (PDF) . Полициклические ароматические углеводороды и астрофизика . 191 : 197–206. Bibcode : 1987ASIC..191..197K . DOI : 10.1007 / 978-94-009-4776-4_17 . ISBN  978-94-010-8619-6.
  16. ^ Фулара, Ян; Якоби, Майкл; Майер, Джон П. (1993-08-13). «Электронные и инфракрасные спектры C 60 + и C 60 в матрицах неона и аргона». Письма по химической физике . 211 (2–3): 227–234. Bibcode : 1993CPL ... 211..227F . DOI : 10.1016 / 0009-2614 (93) 85190-Y . ISSN 0009-2614 . 
  17. ^ Foing, BH; Эренфройнд, П. (1994). «Обнаружение двух полос межзвездного поглощения, совпадающих со спектральными особенностями C 60 + ». Природа . 369 (6478): 296–298. Bibcode : 1994Natur.369..296F . DOI : 10.1038 / 369296a0 . S2CID 4354516 . 
  18. ^ Jenniskens, P .; Mulas, G .; Porceddu, I .; Бенвенути, П. (1997). «Диффузные межзвездные полосы вблизи 9600Å: Не из - за C 60 + еще» . Астрономия и астрофизика . 327 : 337. Bibcode : 1997A & A ... 327..337J .
  19. ^ а б Майер, JP; Герлих, Д .; Holz, M .; Кэмпбелл, ЭК (июль 2015 г.). «Лабораторное подтверждение C 60 + как носителя двух диффузных межзвездных полос». Природа . 523 (7560): 322–323. Bibcode : 2015Natur.523..322C . DOI : 10,1038 / природа14566 . ISSN 1476-4687 . PMID 26178962 . S2CID 205244293 .   
  20. ^ Кэмпбелл, EK; Holz, M .; Maier, JP; Герлих, Д .; Уокер, штат Джорджия; Болендер, Д. (2016). "Газофазная абсорбционная спектроскопия C 60 + и C 70 + в криогенной ионной ловушке: сравнение с астрономическими измерениями". Астрофизический журнал . 822 (1): 17. Bibcode : 2016ApJ ... 822 ... 17C . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 822 / 1/17 . ISSN 0004-637X . 
  21. ^ Galazutdinov, GA; Шиманский, В.В.; Бондарь, А .; Валявин, Г .; Креловский, J. (2017). «C 60 + - ищет Баки-шар в межзвездном пространстве». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 465 (4): 3956–3964. arXiv : 1612.08898 . Bibcode : 2017MNRAS.465.3956G . DOI : 10.1093 / MNRAS / stw2948 .
  22. ^ Lallement, R .; Кокс, Нью-Джерси; Cami, J .; Смокер, Дж .; Fahrang, A .; Elyajouri, M .; Кординер, Массачусетс; Linnartz, H .; Smith, KT; Ehrenfreund, P .; Фоинг, BH (2018). "О Edibles обследования II. Детектируемость C 60 + полос". Астрономия и астрофизика . 614 : A28. arXiv : 1802.00369 . Bibcode : 2018A&A ... 614A..28L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201832647 . S2CID 106399567 . 
  23. ^ Кординер, М .; Linnartz, H .; Cox, N .; Cami, J .; Najarro, F .; Proffitt, C .; Lallement, R .; Ehrenfreund, P .; Foing, B .; Gull, T .; Sarre, P .; Чарнли, С. (2019). «Подтверждение межзвездного C 60 + с помощью космического телескопа Хаббла». Письма в астрофизический журнал . 875 (2): L28. arXiv : 1904.08821 . Bibcode : 2019ApJ ... 875L..28C . DOI : 10,3847 / 2041-8213 / ab14e5 . ISSN 2041-8205 . S2CID 121292704 .  
  24. ^ Шпилер, Штеффен; Кун, Мартин; Постлер, Йоханнес; Симпсон, Малькольм; Вестер, Роланд; Шайер, Поль; Убахс, Вим; Бакалла, Ксавьер; Бауман, Джорди; Линнарц, Гарольд (2017). «C 60 + и диффузные межзвездные полосы: независимая лабораторная проверка». Астрофизический журнал . 846 (2): 168. arXiv : 1707.09230 . Bibcode : 2017ApJ ... 846..168S . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aa82bc . S2CID 119425018 . 

Внешние ссылки [ править ]

  • Запись в Энциклопедию астробиологии, астрономии и космических полетов.
  • Каталог диффузных межзвездных полос