Yaygın yıldızlararası bantlar - Diffuse interstellar bands

Gözlemlenen dağınık yıldızlararası bantların göreli güçleri

Yaygın yıldızlararası bantlar (DIB'ler) absorpsiyon görülen özellikler tayf nın-nin astronomik nesneler içinde Samanyolu ve diğer galaksiler. Işığın emiliminden kaynaklanırlar. yıldızlararası ortam. Şu anda yaklaşık 500 grup görüldü ultraviyole, gözle görülür ve kızılötesi dalga boyları.[1]

DIB'lerin kökeni yıllarca bilinmiyordu ve tartışmalıydı ve DIB'lerin uzun süredir polisiklik aromatik hidrokarbonlar ve diğer büyük karbon taşıyıcı moleküller.[2][3] Fotoğrafla uyarıldığında hızlı ve verimli devre dışı bırakılmaları, olağanüstü fotostabilitelerini açıklar[4][5] ve bu nedenle yıldızlararası ortamda olası bolluk. Bununla birlikte, John Maier (Basel Üniversitesi) grubunun iki satırın kesin olarak atanmasını açıkladığı Temmuz 2015'e kadar, laboratuvar ölçümleri veya teorik hesaplamalarla bantlar arasında bir anlaşma bulunamamıştır. Buckminsterfullerene (C60+),[6] 1987'de yapılan bir tahmini doğruluyor.[7]

Keşif ve tarih

Astronomik çalışmaların çoğu, tayf - gelen ışık astronomik nesneler kullanarak dağılmış prizma veya daha genel olarak a kırınım ızgarası. Tipik bir yıldız spektrumu aşağıdakilerden oluşacaktır: süreklilik, kapsamak soğurma çizgileri, her biri belirli bir atomik enerji seviyesi yıldızın atmosferinde geçiş.

Tüm astronomik nesnelerin görünüşü şunlardan etkilenir: yok olma, emilimi ve saçılması fotonlar tarafından yıldızlararası ortam. DIB'lerle ilgili olan, absorpsiyon çizgilerine neden olmaktan ziyade, ağırlıklı olarak tüm spektrumu sürekli bir şekilde etkileyen yıldızlararası absorpsiyondur. 1922'de ise astronom Mary Lea Heger[8] ilk önce yıldızlararası gibi görünen bir dizi çizgi benzeri soğurma özelliğini gözlemledi.

Yıldızlararası doğası, gözlemlenen soğurmanın gücünün yok oluşla kabaca orantılı olması ve çok farklı olan nesnelerde görülmesi ile gösterilmiştir. radyal hızlar absorpsiyon bantları aşağıdakilerden etkilenmedi Doppler kaydırma söz konusu nesnenin içinde veya çevresinde soğurmanın gerçekleşmediğini ima etmektedir.[9][10][11] Dağınık Yıldızlararası Bant veya kısaca DIB adı, absorpsiyon özelliklerinin yıldız spektrumlarında görülen normal absorpsiyon çizgilerinden çok daha geniş olduğu gerçeğini yansıtmak için icat edildi.

Gözlenen ilk DIB'ler 578.0 ve 579.7 nanometre dalga boylarında olanlardı (görünür ışık 400-700 nanometre dalga boyu aralığına karşılık gelir). Diğer güçlü DIB'ler 628.4, 661.4 ve 443.0 nm'de görülüyor. 443,0 nm DIB özellikle yaklaşık 1,2 nm'de geniştir - tipik içsel yıldız soğurma özellikleri 0,1 nm veya daha azdır.

Sonra spektroskopik daha yüksek çalışmalar spektral çözünürlük ve hassasiyet giderek daha fazla DIB ortaya çıkardı; 1975'teki bir katalog 25 bilinen DIB içeriyordu ve on yıl sonra bilinen sayı iki katından fazla artmıştı. Tespit sınırlı ilk anket yayınladı: Peter Jenniskens ve 1994'teki Xavier Çölü (yukarıdaki Şekle bakınız),[12] Bu, 16–19 Mayıs 1994'te Boulder'daki Colorado Üniversitesi'nde Yaygın Yıldızlararası Bantlar üzerine ilk konferansa yol açtı. Bugün yaklaşık 500 kişi tespit edildi.

Son yıllarda çok yüksek çözünürlük spektrograflar dünyanın en güçlü yerinde teleskoplar DIB'leri gözlemlemek ve analiz etmek için kullanılmıştır.[13] 0.005 nm'lik spektral çözünürlükler artık gözlemevlerinde Avrupa Güney Gözlemevi -de Cerro Paranal, Şili, ve Anglo-Avustralya Gözlemevi içinde Avustralya ve bu yüksek çözünürlüklerde, birçok DIB'nin hatırı sayılır bir alt yapı içerdiği bulunmuştur.[14][15]

Taşıyıcının doğası

DIB'lerle ilgili en büyük problem, en eski gözlemlerden anlaşılan, merkezi dalga boylarının bilinen herhangi bir dalga boyuna karşılık gelmemesiydi. spektral çizgiler herhangi bir iyon veya molekül ve bu nedenle absorpsiyondan sorumlu olan malzeme tanımlanamadı. Bilinen DIB'lerin sayısı arttıkça çok sayıda teori geliştirildi ve emici malzemenin ('taşıyıcı') doğasının belirlenmesi, önemli bir sorun haline geldi. astrofizik.

Önemli bir gözlemsel sonuç, çoğu DIB'nin güçlü yönlerinin birbiriyle güçlü bir şekilde ilişkili olmamasıdır. Bu, tüm DIB'lerden sorumlu tek bir taşıyıcı yerine birçok taşıyıcı olması gerektiği anlamına gelir. Ayrıca, DIB'lerin gücünün, yıldızlararası yok oluş. Yok oluşun nedeni yıldızlararası toz; ancak, DIB'lerin toz tanelerinden kaynaklanması muhtemel değildir.

DİB'lerde alt yapının varlığı, bunların moleküllerden kaynaklandığı fikrini desteklemektedir. Alt yapı, rotasyonel bant konturundaki bant başlarından ve izotop ikamesinden kaynaklanır. Örneğin üç içeren bir molekülde karbon atomlar, karbonun bir kısmı şu şekilde olacaktır karbon-13 izotop, böylece çoğu molekül üç tane içerirken karbon-12 atomlar, bazıları iki içerir 12C atomları ve bir 13C atomu, çok daha azı bir tane içerecek 12C ve iki 13C ve çok küçük bir kısımda üç 13C molekülleri. Molekülün bu biçimlerinin her biri, biraz farklı bir dinlenme dalga boyunda bir soğurma çizgisi oluşturacaktır.

DIB üretmek için en olası aday moleküllerin, yıldızlararası ortamda yaygın olan büyük karbon taşıyan moleküller olduğu düşünülmektedir. Polisiklik aromatik hidrokarbonlar gibi uzun karbon zincirli moleküller polyynes, ve Fullerenler hepsi potansiyel olarak önemlidir.[9][16]

Fullerene C60+ dağınık yıldızlararası bantların taşıyıcısı olarak tanımlandı

C'nin ilk tahmini60+ DIB'lerin taşıyıcısı olabilirdi Harry Kroto,[17] C'nin ortak keşfi60. 1987'de Kroto, "Mevcut gözlemler, C60 genel ortamda hayatta kalabilir (muhtemelen iyon C olarak60+), süreçlerden sağ çıkma konusundaki eşsiz yeteneği ile korunur, o kadar şiddetli ki, bilinen diğer moleküllerin çoğu olmasa da çoğu yok edilir. "[18] Bununla birlikte, o zamanlar güvenilir bir C spektrumunu kaydedememe nedeniyle kanıtlamak zordu.60+.[19]

Yalnızca 2015, C60+ spektrum, Basel Üniversitesi'nden John Maier grubu tarafından elde edildi.[20] C gözlemine izin veren son teknoloji spektroskopik bir teknik geliştirdiler.60+ düşük sıcaklık ve düşük basınçta spektrum yıldızlararası ortam ile karşılaştırılabilir. Foing ve Enhrenfreund tarafından 1994 yılında gözlemlenen 9632 Å ve 9577 Å'daki dağınık bantlar ile C'nin spektroskopik bantları arasındaki kesin örtüşme60+ 2015 yılında kaydedilen helyum matrisinde C60+ ilk DIB taşıyıcısı olarak.[20] Daha sonra diğer üç C60+ Yakın kızılötesi DIB'ler arasında 9428 Å, 9365 Å ve 9348 Å bantları bulundu.[21] 9365 Å, 9428 Å ve 9577 Å C'nin varlığı60+ bantlar daha sonra Hubble Uzay Teleskobu kullanılarak, yıldızlararası C'nin atanmasına yardımcı olan yedi Galaktik arka plan yıldızının bir örneğine doğru onaylandı.60+ makul şüphenin ötesinde.[22]

Yakın aralıklı C'nin kökeni60+ kuantum kimyası çalışmaları, C'nin Jahn-Teller distorsiyonunu ortaya çıkardığı 2018 yılına kadar bantlar anlaşılmamıştı.60+ heyecanlı durum. Bu bozulma, ışıkla aydınlatılan iki uyarılmış duruma (Bg ve Ag) yol açar. İki durum, yakın aralıklı soğurma bantlarının iki ilerlemesini oluşturur. 9632 Å ve 9577 Å'daki güçlü bantlar soğuk elektronik uyarımlara atanırken, 9428 Å, 9365 Å ve 9348 Å'daki zayıf bantlar sıcak vibronik uyarımlara atandı.[23]

Referanslar

  1. ^ "ESO Yaygın Yıldızlararası Bantlar Büyük Keşif Araştırması (EDIBLES) - Gözlemleri ve Laboratuvar Verilerini Birleştirme". 2016-03-29. Alıntı dergisi gerektirir | günlük = (Yardım)
  2. ^ Bierbaum, Veronica M .; Keheyan, Yeghis; Sayfa, Valery Le; Kar, Theodore P. (Ocak 1998). "PAH katyonlarının yıldızlararası kimyası". Doğa. 391 (6664): 259–260. Bibcode:1998Natur.391..259S. doi:10.1038/34602. PMID  9440689. S2CID  2934995.
  3. ^ Kar, Theodore P. (2001-03-15). "Yıldızlararası ortamdaki büyük organik moleküllerin kanıtı olarak tanımlanamayan dağınık yıldızlararası bantlar". Spectrochimica Acta Bölüm A: Moleküler ve Biyomoleküler Spektroskopi. 57 (4): 615–626. Bibcode:2001AcSpA..57..615S. doi:10.1016 / S1386-1425 (00) 00432-7. PMID  11345242.
  4. ^ Zhao, Liang; Lian, Rui; Shkrob, Ilya A .; Crowell, Robert A .; Pommeret, Stanislas; Chronister, Eric L .; Liu, An Dong; Trifunac, Alexander D. (2004). "Polisiklik Aromatik Hidrokarbonların Matriksle İzole Edilmiş Radikal Katyonlarının Fotofiziği Üzerine Ultra Hızlı Çalışmalar". Fiziksel Kimya Dergisi A. 108 (1): 25–31. Bibcode:2004JPCA..108 ... 25Z. doi:10.1021 / jp021832h. S2CID  97499895.
  5. ^ Tokmachev, Andrei M .; Boggio-Pasqua, Dövüş; Mendive-Tapia, David; Bearpark, Michael J .; Robb, Michael A. (2010). "Perilen radikal katyonunun floresansı ve erişilemez bir D0 / D1 konik kesişim: Bir MMVB, RASSCF ve TD-DFT hesaplamalı çalışma". Kimyasal Fizik Dergisi. 132 (4): 044306. Bibcode:2010JChPh.132d4306T. doi:10.1063/1.3278545. PMID  20113032.
  6. ^ Campbell, E. K .; Holz, M .; Gerlich, D .; Maier, J.P. (2015). "İki dağınık yıldızlararası bandın taşıyıcısı olarak C60 + 'nın laboratuvar onayı". Doğa. 523 (7560): 322–3. Bibcode:2015Natur.523..322C. doi:10.1038 / nature14566. PMID  26178962. S2CID  205244293.
  7. ^ "Uzayda C60 ve Yaygın Yıldızlararası Gruplar - Tarih ve Sanatın Durumu". Alındı 23 Ağustos 2015.
  8. ^ Heger, M.L. (1922). "B sınıfı yıldızlarda sodyum çizgilerinin daha fazla incelenmesi". Lick Gözlemevi Bülteni. 10 (337): 141–148. Bibcode:1922LicOB..10..141H. doi:10.5479 / ADS / önlük / 1922LicOB.10.141H.
  9. ^ a b Herbig, G.H. (1995). "Dağınık Yıldızlararası Bantlar". Astronomi ve Astrofizik Yıllık İncelemesi. 33: 19–73. Bibcode:1995 ARA ve A. 33 ... 19H. doi:10.1146 / annurev.aa.33.090195.000315.
  10. ^ Krelowski, J. (1989). "Yaygın yıldızlararası bantlar - Gözlemsel bir inceleme". Astronomische Nachrichten. 310 (4): 255–263. Bibcode:1989AN .... 310..255K. doi:10.1002 / asna.2113100403.
  11. ^ Sollerman, J .; et al. (2005). "NGC 1448'de Yaygın Yıldızlararası Bantlar". Astronomi ve Astrofizik. 429 (2): 559–567. arXiv:astro-ph / 0409340. Bibcode:2005A ve A ... 429..559S. doi:10.1051/0004-6361:20041465. S2CID  18036448.
  12. ^ Jenniskens, S .; Çöl, F.-X. (1994). "Dağınık yıldızlararası bantların incelenmesi (3800-8680 A)". Astronomi ve Astrofizik Ek Serisi. 106: 39. Bibcode:1994A ve AS..106 ... 39J.
  13. ^ Fossey, S. J .; Crawford, I.A. (2000). "Anglo-Avustralya Teleskobu'ndaki Ultra Yüksek Çözünürlüklü Tesis ile Gözlem: Dağınık Yıldızlararası Bantların Yapısı". Amerikan Astronomi Derneği Bülteni. 32: 727. Bibcode:2000AAS ... 196.3501F.
  14. ^ Jenniskens, S .; Desert, F.X. (1993). "İki Yaygın Yıldızlararası Kuşakta Karmaşık Yapı". Astronomi ve Astrofizik. 274: 465. Bibcode:1993A ve A ... 274..465J.
  15. ^ Galazutdinov, G .; et al. (2002). "Zayıf dağınık yıldızlararası bantların ince yapısı". Astronomi ve Astrofizik. 396 (3): 987–991. Bibcode:2002A ve A ... 396..987G. doi:10.1051/0004-6361:20021299.
  16. ^ Ehrenfreund, P. (1999). "Dağınık yıldızlararası ortamdaki çok atomlu moleküllerin kanıtı olarak Yaygın Yıldızlararası Bantlar". Amerikan Astronomi Derneği Bülteni. 31: 880. Bibcode:1999AAS ... 194.4101E.
  17. ^ "Uzayda C60 ve dağınık yıldızlararası bantlar".
  18. ^ Kroto, H.W. (1987). "Yıldızlararası Uzayda Zincirler ve Taneler" (PDF). Polisiklik Aromatik Hidrokarbonlar ve Astrofizik. 191: 197–206. Bibcode:1987ASIC..191..197K. doi:10.1007/978-94-009-4776-4_17. ISBN  978-94-010-8619-6.
  19. ^ Fulara, Ocak; Jakobi, Michael; Maier, John P. (1993-08-13). "Neon ve argon matrislerinde C + 60 ve C − 60'ın elektronik ve kızılötesi spektrumları". Kimyasal Fizik Mektupları. 211 (2–3): 227–234. Bibcode:1993CPL ... 211..227F. doi:10.1016 / 0009-2614 (93) 85190-Y. ISSN  0009-2614.
  20. ^ a b Maier, J. P .; Gerlich, D .; Holz, M .; Campbell, E. K. (Temmuz 2015). "İki dağınık yıldızlararası bandın taşıyıcısı olarak C60 + 'nın laboratuvar onayı". Doğa. 523 (7560): 322–323. Bibcode:2015Natur.523..322C. doi:10.1038 / nature14566. ISSN  1476-4687. PMID  26178962. S2CID  205244293.
  21. ^ Campbell, E. K .; Holz, M .; Maier, J. P .; Gerlich, D .; Walker, G.A. H .; Bohlender, D. (2016). "Kriyojenik İyon Tuzakta C + 60 ve C + 70'in Gaz Faz Absorpsiyon Spektroskopisi: Astronomik Ölçümlerle Karşılaştırma". Astrofizik Dergisi. 822 (1): 17. Bibcode:2016 ApJ ... 822 ... 17C. doi:10.3847 / 0004-637X / 822/1/17. ISSN  0004-637X.
  22. ^ Cordiner, M .; Linnartz, H .; Cox, N .; Cami, J .; Najarro, F .; Proffitt, C .; Lallement, R .; Ehrenfreund, P .; Foing, B .; Gull, T .; Sarre, P .; Charnley, S. (2019). "Hubble Uzay Teleskobu Kullanılarak Yıldızlararası C60 + 'nın Onaylanması". Astrofizik Dergi Mektupları. 875 (2): L28. arXiv:1904.08821. Bibcode:2019ApJ ... 875L..28C. doi:10.3847 / 2041-8213 / ab14e5. ISSN  2041-8205. S2CID  121292704.
  23. ^ Lykhin, Aleksandr O .; Ahmadvand, Seyedsaeid; Varganov, Sergey A. (2018-12-18). "C60 + Yaygın Yıldızlararası Bantlardan Sorumlu Elektronik Geçişler". Fiziksel Kimya Mektupları Dergisi. 10 (1): 115–120. doi:10.1021 / acs.jpclett.8b03534. ISSN  1948-7185. PMID  30560674.

Dış bağlantılar