Yaygın yıldızlararası bantlar - Diffuse interstellar bands
Difüz yıldızlararası bantlar (Dıb'leri) olan emme görülen özellikleri spektrumları bir astronomik nesneler içinde Samanyolu diğer galaksilerden. Işığın yıldızlararası ortam tarafından emilmesinden kaynaklanırlar . Artık ultraviyole , görünür ve kızılötesi dalga boylarında yaklaşık 500 bant görülmüştür .
Çoğu DIB'nin kökeni bilinmemektedir, ortak öneriler polisiklik aromatik hidrokarbonlar ve diğer büyük karbon taşıyan moleküllerdir. Sadece bir DIB taşıyıcı tespit edilmiştir: iyonize Buckminsterfulleren (Cı- 60 + yakın kızılötesi birkaç Dıb'leri sorumludur). Çoğu DIB'nin taşıyıcıları tanımlanmadan kalır.
Keşif ve tarih
Astronomik çalışmaların çoğu , bir prizma veya daha genel olarak bir kırınım ızgarası kullanılarak dağılan astronomik nesnelerden gelen ışık olan spektrum çalışmasına dayanır . Tipik bir yıldız tayfı , her biri yıldızın atmosferinde belirli bir atomik enerji seviyesi geçişine atfedilen absorpsiyon çizgilerini içeren bir süreklilikten oluşacaktır .
Tüm astronomik nesnelerin görünüşleri, yok olma , fotonların yıldızlararası ortam tarafından emilmesi ve saçılmasından etkilenir . DIB'lerle ilgili olan, absorpsiyon çizgilerine neden olmak yerine ağırlıklı olarak tüm spektrumu sürekli bir şekilde etkileyen yıldızlararası absorpsiyondur. 1922'de, gökbilimci Mary Lea Heger ilk olarak yıldızlararası kökenli gibi görünen bir dizi çizgi benzeri absorpsiyon özelliğini gözlemledi.
Yıldızlararası yapıları, gözlemlenen absorpsiyonun gücünün yok olma ile kabaca orantılı olduğu ve çok farklı radyal hızlara sahip nesnelerde absorpsiyon bantlarının Doppler kaymasından etkilenmediği gerçeğiyle gösterildi; bu, absorpsiyonun veya ilgili nesnenin etrafında Diffuse Interstellar Band veya kısaca DIB adı, soğurma özelliklerinin yıldız tayflarında görülen normal soğurma çizgilerinden çok daha geniş olduğu gerçeğini yansıtmak için türetilmiştir.
Gözlenen ilk DIB'ler, 578.0 ve 579.7 nanometre dalga boylarında olanlardır (görünür ışık, 400 - 700 nanometrelik bir dalga boyu aralığına karşılık gelir). Diğer güçlü DIB'ler 628.4, 661.4 ve 443.0 nm'de görülür. 443.0 nm DIB, yaklaşık 1.2 nm'de özellikle geniştir - tipik içsel yıldız soğurma özellikleri, 0.1 nm veya daha azdır.
Daha sonra , daha yüksek spektral çözünürlük ve hassasiyette yapılan spektroskopik çalışmalar, giderek daha fazla DIB'yi ortaya çıkardı; 1975'teki bir katalog bilinen 25 DIB'yi içeriyordu ve on yıl sonra bilinen sayı iki katından fazlaya çıktı. Tespit sınırlı ilk araştırma 1994'te Peter Jenniskens ve Xavier Desert tarafından yayınlandı (yukarıdaki Şekile bakınız), bu da 16-19 Mayıs 1994'te Boulder'daki Colorado Üniversitesi'nde The Diffuse Interstellar Bands konulu ilk konferansa yol açtı. 500 tespit edildi.
Son yıllarda, DIB'leri gözlemlemek ve analiz etmek için dünyanın en güçlü teleskoplarındaki çok yüksek çözünürlüklü spektrograflar kullanılmıştır. 0.005 nm spektral çözünürlükte gibi rasathanelerde enstrümanları kullanarak artık rutin olan Avrupa Güney Gözlemevi'nin de Cerro Paranal , Şili ve İngiliz-Avustralyalı Gözlemevi içinde Avustralya ve bu yüksek çözünürlüklerde, birçok Dıb'leri önemli alt yapıyı içerdiği tespit edilmiştir.
Taşıyıcıların doğası
DIB'lerle ilgili en eski gözlemlerden anlaşılan en büyük sorun, merkezi dalga boylarının herhangi bir iyon veya molekülün bilinen herhangi bir spektral çizgisine karşılık gelmemesi ve dolayısıyla absorpsiyondan sorumlu olan malzemenin tanımlanamamasıydı. Bilinen DIB'lerin sayısı arttıkça çok sayıda teori geliştirildi ve emici malzemenin ('taşıyıcı') doğasını belirlemek astrofizikte çok önemli bir problem haline geldi .
Önemli bir gözlemsel sonuç, çoğu DIB'nin gücünün birbiriyle güçlü bir şekilde ilişkili olmamasıdır. Bu, tüm DIB'lerden sorumlu bir taşıyıcı yerine birçok taşıyıcı olması gerektiği anlamına gelir. Ayrıca önemli olan, DIB'lerin gücünün yıldızlararası yok oluşla geniş ölçüde ilişkili olmasıdır . Yok olmaya yıldızlararası toz neden olur ; ancak, DIB'lerin toz tanelerinden kaynaklanması olası değildir.
DIB'lerde alt yapının varlığı, bunların moleküllerden kaynaklandığı fikrini desteklemektedir. Alt yapı, döner bant konturundaki bant başlarından ve izotop ikamesinden kaynaklanır. Diyelim ki üç karbon atomu içeren bir molekülde, karbonun bir kısmı karbon-13 izotopu şeklinde olacaktır , böylece çoğu molekül üç karbon-12 atomu içerecekken, bazıları iki 12 C atomu ve bir 13 atomu içerecektir. C atomu, çok daha az bir 12 C ve iki 13 C içerecek ve çok küçük bir fraksiyon üç 13 C molekülü içerecektir . Molekülün bu formlarının her biri, biraz farklı bir dinlenme dalga boyunda bir absorpsiyon çizgisi oluşturacaktır.
DIB'lerin üretilmesi için en olası aday moleküllerin, yıldızlararası ortamda yaygın olan büyük karbon taşıyan moleküller olduğu düşünülmektedir. Polisiklik aromatik hidrokarbonlar , polienler gibi uzun karbon zincirli moleküller ve fullerenler potansiyel olarak önemlidir. Bu tür moleküller, hem spektral çizgileri genişleten hem de onları yıldızlararası ortamda var olacak kadar kararlı hale getiren bir foton tarafından uyarıldığında hızlı ve verimli bir deaktivasyon yaşarlar.
C 60 + ' nın taşıyıcı olarak tanımlanması
2021 itibariyle, bir DIB taşıyıcısı olduğu onaylanan tek molekül, buckminsterfullerene iyonu, C 60 +' dır . Harry Kroto , 1980'lerde fullerenleri keşfettikten kısa bir süre sonra , bunların DIB taşıyıcıları olabileceğini öne sürdü. Kroto iyonlaşmış biçime Cı işaret 60 + yaygın yıldızlararası ortamda hayatta kalmak için daha muhtemeldir. Bununla birlikte, gaz fazı C 60 + ' nın güvenilir bir laboratuvar spektrumunun olmaması, bu önerinin test edilmesini zorlaştırdı.
1990'ların başlarında, Cı laboratuar spektrumları 60 + yakın kızılötesi güçlü bantlar gösterdi katı buzlar molekülü, gömülmesiyle elde edilmiştir. 1994 yılında Bernard Foing ve Pascale Ehrenfreund , laboratuvar spektrumundakilere yakın dalga boylarına sahip yeni DIB'ler saptadılar ve farkın gaz fazı ile katı faz dalga boyları arasındaki kaymadan kaynaklandığını savundular. Bununla birlikte, bu sonuç, Peter Jenniskens gibi diğer araştırmacılar tarafından çoklu spektroskopik ve gözlemsel gerekçelerle tartışıldı .
C bir laboratuar gaz fazı spektrumu 60 + tarafından yönetilen bir grup tarafından 2015'te elde edildi , John Maier . Sonuçları, Foing ve Ehrenfreund tarafından 1994'te gözlemlenen bant dalga boylarıyla eşleşti. Kısa bir süre sonra yıldızlararası tayflarda C 60 +' ın daha zayıf üç bandı bulundu ve bu, Jenniskens tarafından ileri sürülen daha önceki itirazlardan birini çözdü. Diğer araştırmacılar tarafından yeni itirazlar dile getirildi, ancak 2019'a kadar C 60 + bantları ve atamaları birden fazla gökbilimci ve laboratuvar kimyager grubu tarafından doğrulandı.