Диффузные межзвездные полосы - Diffuse interstellar bands

Относительные силы наблюдаемых диффузных межзвездных полос

Диффузные межзвездные полосы (DIB) являются поглощение особенности, замеченные в спектры из астрономические объекты в Млечный Путь и другие галактики. Они вызваны поглощением света межзвездная среда. Около 500 групп были замечены в ультрафиолетовый, видимый и инфракрасный длины волн.[1]

Происхождение DIB было неизвестно и оспаривалось в течение многих лет, и долгое время считалось, что DIB связаны с полициклические ароматические углеводороды и другие крупные углерод -содержащие молекулы.[2][3] Их быстрая и эффективная деактивация при фотовозбуждении объясняет их замечательную фотостабильность.[4][5] и, следовательно, возможное изобилие в межзвездной среде. Однако согласования полос с лабораторными измерениями или теоретическими расчетами не было до июля 2015 г., когда группа Джона Майера (Университет Базеля) объявила об однозначном назначении двух линий для Бакминстерфуллерен (C60+),[6] подтверждая прогноз, сделанный в 1987 году.[7]

Открытие и история

Многие астрономические работы основаны на изучении спектры - свет от астрономические объекты рассредоточены с помощью призма или, чаще, дифракционная решетка. Типичный звездный спектр будет состоять из континуум, содержащий линии поглощения, каждый из которых относится к определенному атомный уровень энергии переход в атмосферу звезды.

Внешний вид всех астрономических объектов зависит от вымирание, поглощение и рассеяние фотоны посредством межзвездная среда. 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[8] впервые обнаружил ряд линий поглощения, которые, казалось, имели межзвездное происхождение.

Их межзвездная природа была продемонстрирована тем фактом, что сила наблюдаемого поглощения была примерно пропорциональна экстинкции, а у объектов с сильно различающимися характеристиками. лучевые скорости полосы поглощения не подвержены влиянию Доплеровское смещение, подразумевая, что поглощение не происходило внутри или вокруг рассматриваемого объекта.[9][10][11] 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 400-700 нанометров). Другие сильные DIB наблюдаются на 628,4, 661,4 и 443,0 нм. DIB на 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.

Потом спектроскопический учится в высшем спектральное разрешение и чувствительность выявляла все больше и больше DIBs; их каталог в 1975 г. содержал 25 известных DIB, а десять лет спустя их число увеличилось более чем вдвое. Первый обзор ограниченного обнаружения был опубликован Питер Дженнискенс и пустыня Ксавье в 1994 году (см. рисунок выше),[12] что привело к первой конференции "Диффузные межзвездные полосы" в Университете Колорадо в Боулдере 16–19 мая 1994 г. Сегодня было обнаружено около 500 звезд.

В последние годы очень высокое разрешение спектрографы на самом мощном в мире телескопы были использованы для наблюдения и анализа DIB.[13] Спектральное разрешение 0,005 нм сейчас является обычным явлением при использовании инструментов в обсерваториях, таких как Европейская южная обсерватория в Серро Параналь, Чили, а Англо-австралийская обсерватория в Австралия, и при таком высоком разрешении обнаруживается, что многие DIB содержат значительную подструктуру.[14][15]

Характер перевозчика

Большая проблема с DIB, очевидная из самых ранних наблюдений, заключалась в том, что их центральные длины волн не соответствовали никаким известным спектральные линии любой ион или же молекула, и поэтому не удалось идентифицировать материал, который был ответственен за поглощение. По мере роста числа известных DIB выдвигалось большое количество теорий, и определение природы поглощающего материала («носителя») стало важной проблемой в мире. астрофизика.

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 во многом коррелирует с межзвездное вымирание. Вымирание вызвано межзвездная пыль; 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 ленты в контуре вращательной ленты и изотопного замещения. В молекуле, содержащей, скажем, три углерод атомов, часть углерода будет в форме углерод-13 изотоп, так что в то время как большинство молекул будет содержать три углерод-12 атомов, некоторые будут содержать два 12Атомы C и один 13Атом C, тем более будет содержать один 12C и два 13C, а очень маленькая дробь будет содержать три 13Молекулы C. Каждая из этих форм молекулы будет создавать линию поглощения с немного другой длиной волны покоя.

Считается, что наиболее вероятными молекулами-кандидатами для образования DIB являются большие углеродсодержащие молекулы, которые обычны в межзвездной среде. Полициклические ароматические углеводороды, молекулы с длинными углеродными цепями, такие как полинити, и фуллерены все потенциально важны.[9][16]

Фуллерен C60+ идентифицирован как носитель диффузных межзвездных полос

Первое предсказание, что C60+ мог быть носителем DIBs был выдвинут Гарри Крото,[17] со-первооткрыватель C60. В 1987 году Крото предположил, что «настоящие наблюдения показывают, что C60 может выжить в общей среде (вероятно, поскольку ион C60+) защищен своей уникальной способностью выживать в процессах, столь радикальных, что большинство, если не все, другие известные молекулы разрушаются »[18] Однако тогда это было сложно доказать из-за невозможности получить надежный спектр C60+.[19]

Только в 2015 году C60+ спектр был получен группой Джона Майера из Базельского университета.[20] Они разработали современную спектроскопическую технику, которая позволила наблюдать C60+ спектр при низкой температуре и низком давлении, сравнимом с межзвездной средой. Точное перекрытие между диффузными полосами 9632 Å и 9577 Å, наблюдаемыми Фоингом и Энхренфройндом в 1994 г., и спектроскопическими полосами C60+ в гелиевой матрице, зарегистрированной в 2015 г., подтвердил C60+ в качестве первого перевозчика DIB.[20] Позже еще три C60+ полосы 9428 Å, 9365 Å и 9348 Å были обнаружены среди DIB ближнего инфракрасного диапазона.[21] Наличие 9365 Å, 9428 Å и 9577 Å C60+ Эти полосы были впоследствии подтверждены с помощью космического телескопа Хаббла в отношении выборки из семи звезд галактического фона, что помогло установить соответствие межзвездной C60+ при отсутствии обоснованного сомнения.[22]

Происхождение близкорасположенных C60+ полосы не были поняты до 2018 года, когда исследования квантовой химии выявили ян-теллеровское искажение C60+ возбужденное состояние. Это искажение приводит к заселению двух возбужденных состояний (Bg и Ag) при освещении светом. Два состояния образуют две последовательности близко расположенных полос поглощения. Сильные полосы 9632 Å и 9577 Å были отнесены к холодным электронным возбуждениям, а слабые полосы при 9428 Å, 9365 Å и 9348 Å - к горячим электронно-колебательным возбуждениям.[23]

Рекомендации

  1. ^ "ESO Diffuse Interstellar Bands Large Exploration Survey (EDIBLES) - Объединение наблюдений и лабораторных данных". 2016-03-29. Цитировать журнал требует | журнал = (помощь)
  2. ^ Bierbaum, Veronica M .; Кехеян, Егис; Пейдж, Валерий Ле; Сноу, Теодор П. (январь 1998 г.). «Межзвездная химия катионов ПАУ». Природа. 391 (6664): 259–260. Bibcode:1998Натура.391..259S. Дои:10.1038/34602. PMID  9440689. S2CID  2934995.
  3. ^ Сноу, 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. Дои:10.1016 / S1386-1425 (00) 00432-7. PMID  11345242.
  4. ^ Чжао, Лян; Лиан, Руи; Шкроб, Илья А .; Кроуэлл, Роберт А .; Поммерет, Станислав; Хронистер, Эрик Л .; Лю, Ань Донг; Трифунак, Александр Д. (2004). «Сверхбыстрые исследования по фотофизике матрично-изолированных радикальных катионов полициклических ароматических углеводородов». Журнал физической химии A. 108 (1): 25–31. Bibcode:2004JPCA..108 ... 25Z. Дои:10.1021 / jp021832h. S2CID  97499895.
  5. ^ Токмачев, Андрей М .; Богжио-Паскуа, Марсьяль; Мендив-Тапиа, Дэвид; Bearpark, Майкл Дж .; Робб, Майкл А. (2010). «Флуоресценция катион-радикала перилена и недоступное коническое пересечение D0 / D1: компьютерное исследование MMVB, RASSCF и TD-DFT». Журнал химической физики. 132 (4): 044306. Bibcode:2010ЖЧФ.132д4306Т. Дои:10.1063/1.3278545. PMID  20113032.
  6. ^ Кэмпбелл, Э. К .; Holz, M .; Герлих, Д .; Майер, Дж. П. (2015). «Лабораторное подтверждение C60 + как носителя двух диффузных межзвездных полос». Природа. 523 (7560): 322–3. Bibcode:2015Натура.523..322C. Дои:10.1038 / природа14566. PMID  26178962. S2CID  205244293.
  7. ^ «C60 в космосе и диффузные межзвездные полосы - история и современное состояние». Получено 23 августа 2015.
  8. ^ Хегер, М. Л. (1922). «Дальнейшее изучение линий натрия у звезд класса B». Бюллетень обсерватории Лик. 10 (337): 141–148. Bibcode:1922LicOB..10..141H. Дои:10.5479 / ADS / bib / 1922LicOB.10.141H.
  9. ^ а б Хербиг, Г. Х. (1995). «Диффузные межзвездные полосы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 33: 19–73. Bibcode:1995ARA & A..33 ... 19H. Дои:10.1146 / annurev.aa.33.090195.000315.
  10. ^ Креловски, Дж. (1989). «Диффузные межзвездные полосы - обзор наблюдений». Astronomische Nachrichten. 310 (4): 255–263. Bibcode:1989AN .... 310..255K. Дои:10.1002 / asna.2113100403.
  11. ^ Sollerman, J .; и другие. (2005). «Диффузные межзвездные полосы в NGC 1448». Астрономия и астрофизика. 429 (2): 559–567. arXiv:Astro-ph / 0409340. Bibcode:2005A&A ... 429..559S. Дои:10.1051/0004-6361:20041465. S2CID  18036448.
  12. ^ Jenniskens, P .; Пустыня, Ф.-Х. (1994). «Обзор диффузных межзвездных полос (3800-8680 А)». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 106: 39. Bibcode:1994A и AS..106 ... 39J.
  13. ^ Fossey, S.J .; Кроуфорд, И. А. (2000). «Наблюдения на установке сверхвысокого разрешения на англо-австралийском телескопе: структура диффузных межзвездных полос». Бюллетень Американского астрономического общества. 32: 727. Bibcode:2000AAS ... 196.3501F.
  14. ^ Jenniskens, P .; Пустыня, Ф. X. (1993). «Сложная структура в двух диффузных межзвездных полосах». Астрономия и астрофизика. 274: 465. Bibcode:1993A & A ... 274..465J.
  15. ^ Галазутдинов, Г .; и другие. (2002). «Тонкая структура профилей слабых диффузных межзвездных полос». Астрономия и астрофизика. 396 (3): 987–991. Bibcode:2002A&A ... 396..987G. Дои:10.1051/0004-6361:20021299.
  16. ^ Эренфройнд, П. (1999). «Диффузные межзвездные полосы как свидетельство многоатомных молекул в диффузной межзвездной среде». Бюллетень Американского астрономического общества. 31: 880. Bibcode:1999AAS ... 194.4101E.
  17. ^ «C60 в космосе и диффузные межзвездные полосы».
  18. ^ Крото, Х. В. (1987). «Цепи и зерна в межзвездном пространстве» (PDF). Полициклические ароматические углеводороды и астрофизика. 191: 197–206. Bibcode:1987ASIC..191..197K. Дои:10.1007/978-94-009-4776-4_17. ISBN  978-94-010-8619-6.
  19. ^ Фулара, Ян; Якоби, Майкл; Майер, Джон П. (1993-08-13). «Электронные и инфракрасные спектры C + 60 и C − 60 в неоновых и аргоновых матрицах». Письма по химической физике. 211 (2–3): 227–234. Bibcode:1993CPL ... 211..227F. Дои:10.1016 / 0009-2614 (93) 85190-У. ISSN  0009-2614.
  20. ^ а б Maier, J. P .; Герлих, Д .; Holz, M .; Кэмпбелл, Э. К. (июль 2015 г.). «Лабораторное подтверждение C60 + как носителя двух диффузных межзвездных полос». Природа. 523 (7560): 322–323. Bibcode:2015Натура.523..322C. Дои:10.1038 / природа14566. ISSN  1476-4687. PMID  26178962. S2CID  205244293.
  21. ^ Кэмпбелл, Э. К .; Holz, M .; Maier, J. P .; Герлих, Д .; Уокер, Г. А. Х .; 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. Дои:10.3847 / 0004-637X / 822/1/17. ISSN  0004-637X.
  22. ^ 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 C60 + с помощью космического телескопа Хаббла». Письма в астрофизический журнал. 875 (2): L28. arXiv:1904.08821. Bibcode:2019ApJ ... 875L..28C. Дои:10.3847 / 2041-8213 / ab14e5. ISSN  2041-8205. S2CID  121292704.
  23. ^ Лыхин, Александр О .; Ахмадванд, Сейедсаайд; Варганов, Сергей А. (2018-12-18). "Электронные переходы, ответственные за диффузные межзвездные полосы C60 +". Письма в Журнал физической химии. 10 (1): 115–120. Дои:10.1021 / acs.jpclett.8b03534. ISSN  1948-7185. PMID  30560674.

внешняя ссылка