stringtranslate.com

Диффузные межзвездные полосы

Относительная интенсивность наблюдаемых диффузных межзвездных полос

Диффузные межзвездные полосы (DIB) — это особенности поглощения , наблюдаемые в спектрах астрономических объектов в Млечном Пути и других галактиках. Они вызваны поглощением света межзвездной средой . В настоящее время обнаружено около 500 полос в ультрафиолетовом , видимом и инфракрасном диапазонах длин волн. [1]

Происхождение большинства DIB остается неизвестным, и распространенными предположениями являются 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 неопознанными.

Открытие и история

Большая часть астрономической работы основана на изучении спектров — света от астрономических объектов, рассеиваемого с помощью призмы или, чаще, дифракционной решетки . Типичный звездный спектр будет состоять из континуума , содержащего линии поглощения , каждая из которых приписывается определенному переходу атомного уровня энергии в атмосфере звезды.

На внешний вид всех астрономических объектов влияет экстинкция , поглощение и рассеивание фотонов межзвездной средой . К DIB относится межзвездное поглощение, которое в основном влияет на весь спектр непрерывным образом, а не вызывает линии поглощения. Однако в 1922 году астроном Мэри Ли Хегер [5] впервые наблюдала ряд линий-поглощающих особенностей, которые, по-видимому, имели межзвездное происхождение.

Их межзвездная природа была продемонстрирована тем фактом, что сила наблюдаемого поглощения была примерно пропорциональна поглощению, и что в объектах с сильно различающимися лучевыми скоростями полосы поглощения не были затронуты доплеровским смещением , что подразумевает, что поглощение не происходило внутри или вокруг рассматриваемого объекта. [6] [7] [8] Название «диффузная межзвездная полоса», или сокращенно DIB, было придумано для отражения того факта, что особенности поглощения намного шире обычных линий поглощения, наблюдаемых в звездных спектрах.

Первые наблюдаемые DIB были на длинах волн 578,0 и 579,7 нм (видимый свет соответствует диапазону длин волн 400 - 700 нм). Другие сильные DIB наблюдаются на 628,4, 661,4 и 443,0 нм. DIB 443,0 нм особенно широк и имеет ширину около 1,2 нм - типичные внутренние особенности поглощения звезд имеют ширину 0,1 нм или меньше.

Более поздние спектроскопические исследования с более высоким спектральным разрешением и чувствительностью выявили все больше и больше DIB; каталог из них в 1975 году содержал 25 известных DIB, а десятилетие спустя число известных более чем удвоилось. Первый обзор с ограниченным обнаружением был опубликован 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. На сегодняшний день обнаружено около 500.

В последние годы для наблюдения и анализа DIB использовались спектрографы с очень высоким разрешением на самых мощных телескопах мира . [10] Спектральное разрешение 0,005 нм теперь является обычным при использовании инструментов в таких обсерваториях, как Европейская южная обсерватория в Серро-Паранале , Чили , и Англо-австралийская обсерватория в Австралии , и при таком высоком разрешении обнаружено, что многие DIB содержат значительную субструктуру. [11] [12]

Природа носителей

Большая проблема с DIB, очевидная из самых ранних наблюдений, заключалась в том, что их центральные длины волн не соответствовали ни одной известной спектральной линии какого-либо иона или молекулы , и поэтому материал, который был ответственен за поглощение, не мог быть идентифицирован. Большое количество теорий было выдвинуто по мере того, как число известных DIB росло, и определение природы поглощающего материала («носителя») стало важнейшей проблемой в астрофизике .

Одним из важных результатов наблюдений является то, что силы большинства DIB не сильно коррелируют друг с другом. Это означает, что должно быть много носителей, а не один носитель, ответственный за все DIB. Также важно то, что сила DIB в целом коррелирует с межзвездным вымиранием . Вымирание вызывается межзвездной пылью ; однако DIB, скорее всего, не вызваны пылевыми частицами.

Существование субструктуры в DIBs подтверждает идею о том, что они вызваны молекулами. Субструктура возникает из-за головок полос в контуре вращательной полосы и из-за замещения изотопов. В молекуле, содержащей, скажем, три атома углерода , часть углерода будет в форме изотопа углерода-13 , так что, хотя большинство молекул будут содержать три атома углерода-12 , некоторые будут содержать два атома 12 C и один атом 13 C, гораздо меньше будут содержать один 12 C и два 13 C, и очень малая часть будет содержать три молекулы 13 C. Каждая из этих форм молекулы создаст линию поглощения на немного отличающейся длине волны покоя.

Наиболее вероятными кандидатами на роль молекул для производства DIB считаются крупные углеродсодержащие молекулы, которые распространены в межзвездной среде. Полициклические ароматические углеводороды , молекулы с длинной углеродной цепью, такие как полиины , и фуллерены 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 для существования в межзвездной среде. [14] [15]

Идентификация C60+как носитель

По состоянию на 2021 год единственной подтвержденной молекулой, которая 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 носителями DIB. [16] Крото указал, что ионизированная форма C 60 + с большей вероятностью выживет в диффузной межзвездной среде. [17] [16] Однако отсутствие надежного лабораторного спектра газофазного C 60 + затруднило проверку этого предложения. [18]

В начале 1990-х годов лабораторные спектры C 60 + были получены путем встраивания молекулы в твердые льды, которые показали сильные полосы в ближнем инфракрасном диапазоне. В 1994 году Бернард Фоинг и Паскаль Эренфройнд обнаружили новые DIB с длинами волн, близкими к длинам волн в лабораторных спектрах, и утверждали, что разница была вызвана смещением между длинами волн газовой и твердой фаз. [19] Однако этот вывод был оспорен другими исследователями, такими как Питер Дженнискенс , на основании многочисленных спектроскопических и наблюдательных данных. [20]

Лабораторный газофазный спектр C 60 + был получен в 2015 году группой под руководством Джона Майера. [21] Их результаты совпали с длинами волн полос, которые наблюдали Фоинг и Эренфройнд в 1994 году. [21] Вскоре после этого в межзвездных спектрах были обнаружены три более слабые полосы C 60 + , что разрешило одно из ранних возражений, выдвинутых Дженнискенсом. [22] Другие исследователи выдвинули новые возражения, [23] но к 2019 году полосы C 60 + и их назначение были подтверждены несколькими группами астрономов [24] [25] и лабораторных химиков. [26]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ "Большое исследование диффузных межзвездных полос ESO (EDIBLES) - Объединение наблюдений и лабораторных данных". 29.03.2016.
  2. ^ Бирбаум, Вероника М.; Кехеян, Йегис; Пейдж, Валери Ле; Сноу, Теодор П. (январь 1998 г.). «Межзвездная химия катионов ПАУ». Nature . 391 (6664): 259–260. Bibcode :1998Natur.391..259S. doi :10.1038/34602. PMID  9440689. S2CID  2934995.
  3. ^ Сноу, Теодор П. (2001-03-15). «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. Bibcode :2001AcSpA..57..615S. doi :10.1016/S1386-1425(00)00432-7. PMID  11345242.
  4. ^ Кэмпбелл, EK; Хольц, M.; Герлих, D.; Майер, JP (2015). «Лабораторное подтверждение C60+ как носителя двух диффузных межзвездных полос». Nature . 523 (7560): 322–3. Bibcode :2015Natur.523..322C. doi :10.1038/nature14566. PMID  26178962. S2CID  205244293.
  5. ^ Хегер, МЛ (1922). «Дальнейшее изучение линий натрия в звездах класса B». Бюллетень Ликской обсерватории . 10 (337): 141–148. Bibcode :1922LicOB..10..141H. doi : 10.5479/ADS/bib/1922LicOB.10.141H .
  6. ^ ab Herbig, GH (1995). "Рассеянные межзвездные полосы". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 33 : 19–73. Bibcode :1995ARA&A..33...19H. doi :10.1146/annurev.aa.33.090195.000315.
  7. ^ Креловски, Дж. (1989). «Диффузные межзвездные полосы - наблюдательный обзор». Астрономические Нахрихтен . 310 (4): 255–263. Бибкод : 1989AN....310..255K. дои : 10.1002/asna.2113100403.
  8. ^ Соллерман, Дж.; и др. (2005). «Диффузионные межзвездные полосы в NGC 1448». Астрономия и астрофизика . 429 (2): 559–567. arXiv : astro-ph/0409340 . Bibcode : 2005A&A...429..559S. doi : 10.1051/0004-6361:20041465. S2CID  18036448.
  9. ^ Jenniskens, P.; Desert, F.-X. (1994). "Обзор диффузных межзвездных полос (3800-8680 A)". Astronomy and Astrophysics Supplement Series . 106 : 39. Bibcode :1994A&AS..106...39J.
  10. ^ Фосси, С. Дж.; Кроуфорд, И. А. (2000). «Наблюдения с помощью сверхвысокоразрешающей установки на англо-австралийском телескопе: структура диффузных межзвездных полос». Бюллетень Американского астрономического общества . 32 : 727. Bibcode : 2000AAS...196.3501F.
  11. ^ Jenniskens, P.; Desert, FX (1993). «Сложная структура в двух диффузных межзвездных полосах». Астрономия и астрофизика . 274 : 465. Bibcode : 1993A&A...274..465J.
  12. ^ Галазутдинов, Г.; и др. (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. ^ Эренфройнд, П. (1999). «Диффузные межзвездные полосы как доказательство наличия многоатомных молекул в диффузной межзвездной среде». Бюллетень Американского астрономического общества . 31 : 880. Bibcode : 1999AAS...194.4101E.
  14. ^ Чжао, Лян; Лянь, Руй; Шкроб, Илья А.; Кроуэлл, Роберт А.; Поммере, Станислас; Хронистер, Эрик Л.; Лю, Ань Донг; Трифунак, Александр Д. (2004). «Сверхбыстрые исследования фотофизики матрично-изолированных радикальных катионов полициклических ароматических углеводородов». Журнал физической химии A . 108 (1): 25–31. Bibcode :2004JPCA..108...25Z. doi :10.1021/jp021832h. S2CID  97499895.
  15. ^ Токмачев, Андрей М.; Боджио-Паскуа, Мартиал; Мендив-Тапия, Дэвид; Бирпарк, Майкл Дж.; Робб, Майкл А. (2010). "Флуоресценция катион-радикала перилена и недоступное коническое пересечение D0/D1: вычислительное исследование с использованием методов MMVB, RASSCF и TD-DFT". Журнал химической физики . 132 (4): 044306. Bibcode : 2010JChPh.132d4306T. doi : 10.1063/1.3278545. PMID  20113032.
  16. ^ ab Kroto, H. (1988). «Космос, звезды, C60 и сажа». Science . 242 (4882): 1139–1145. Bibcode :1988Sci...242.1139K. doi :10.1126/science.242.4882.1139. PMID  17799730. S2CID  22397657.
  17. ^ Kroto, HW (1987). Leger, Alain (ред.). Цепи и зерна в межзвездном пространстве (PDF) . Полициклические ароматические углеводороды и астрофизика. NATO Advanced Study Institute Series C. Vol. 191. Springer. pp. 197–206. Bibcode : 1987ASIC..191..197K. doi : 10.1007/978-94-009-4776-4_17. ISBN 978-94-010-8619-6.
  18. ^ Фулара, Ян; Якоби, Майкл; Майер, Джон П. (1993-08-13). «Электронные и инфракрасные спектры C 60 + и C 60 в матрицах неона и аргона». Chemical Physics Letters . 211 (2–3): 227–234. Bibcode :1993CPL...211..227F. doi :10.1016/0009-2614(93)85190-Y. ISSN  0009-2614.
  19. ^ Foing, BH; Ehrenfreund, P. (1994). "Обнаружение двух межзвездных полос поглощения, совпадающих со спектральными характеристиками C 60 + ". Nature . 369 (6478): 296–298. Bibcode :1994Natur.369..296F. doi :10.1038/369296a0. S2CID  4354516.
  20. ^ Jenniskens, P.; Mulas, G.; Porceddu, I.; Benvenuti, P. (1997). "Рассеянные межзвездные полосы около 9600Å: пока не из-за C60+". Astronomy and Astrophysics . 327 : 337. Bibcode :1997A&A...327..337J.
  21. ^ ab Maier, JP; Gerlich, D.; Holz, M.; Campbell, EK (июль 2015 г.). «Лабораторное подтверждение C 60 + как носителя двух диффузных межзвездных полос». Nature . 523 (7560): 322–323. Bibcode :2015Natur.523..322C. doi :10.1038/nature14566. ISSN  1476-4687. PMID  26178962. S2CID  205244293.
  22. ^ Кэмпбелл, EK; Хольц, M.; Майер, JP; Герлих, D.; Уокер, GAH; Болендер, D. (2016). «Газовая фазовая абсорбционная спектроскопия C60+ и C70+ 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.
  23. ^ Галазутдинов, ГА; Шиманский, ВВ; Бондарь, А.; Валявин, Г.; Креловски, Дж. (2017). «C60+ – в поисках баки-бола в межзвездном пространстве». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 465 (4): 3956–3964. arXiv : 1612.08898 . Bibcode : 2017MNRAS.465.3956G. doi : 10.1093/mnras/stw2948 .
  24. ^ Lallement, R.; Cox, NLJ; Cami, J.; Smoker, J.; Fahrang, A.; Elyajouri, M.; Cordiner, MA; Linnartz, H.; Smith, KT; Ehrenfreund, P.; Foing, BH (2018). "Обзор EDIBLES II. Обнаружимость полос C 60 + ". Astronomy & Astrophysics . 614 : A28. arXiv : 1802.00369 . Bibcode :2018A&A...614A..28L. doi :10.1051/0004-6361/201832647. S2CID  106399567.
  25. ^ Кординер, М.; Линнарц, Х.; Кокс, Н.; Ками, Дж.; Нахарро, Ф.; Проффитт, К.; Лаллеман, Р.; Эренфройнд, П.; Фоинг, Б.; Гулл, Т.; Сарр, П.; Чарнли, С. (2019). «Подтверждение межзвездного C60+ с помощью 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.
  26. ^ Шпилер, Штеффен; Кун, Мартин; Постлер, Йоханнес; Симпсон, Малькольм; Вестер, Роланд; Шайер, Пол; Юбахс, Вим; Бакалла, Ксавьер; Бауман, Джорди; Линнарц, Гарольд (2017). «C60 + и диффузные межзвездные полосы: независимая лабораторная проверка». Астрофизический журнал . 846 (2): 168. arXiv : 1707.09230 . Бибкод : 2017ApJ...846..168S. дои : 10.3847/1538-4357/aa82bc . S2CID  119425018.

Внешние ссылки