Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Диффузиялық жұлдызаралық жолақтар (ДЖЖ) – Құс жолы және басқа галактикалардағы астрономиялық объектілердің спектрлерінде байқалатын сіңіру белгілері. Олар жұлдызаралық ортаның жарықты сіңіруінен туындайды. Қазірге дейін ультракүлгін, көрінетін және инфрақызыл толқын ұзындығында шамамен 500 жолақ анықталды. Көптеген ДЖЖ-дің пайда болу себебі әлі белгісіз, жиі айтылатыны – полициклдік ароматты көмірсутектер және басқа да ірі көміртегі бар молекулалар. Тек бір ДЖЖ тасымалдаушысы ғана анықталды: иондалған бакминстерфуллерен (C60+), ол жақын инфрақызыл аймақтағы бірнеше ДЖЖ-ге жауапты. Көптеген ДЖЖ-дің тасымалдаушылары әлі анықталған жоқ.
Diffuse interstellar bands (DIBs) are absorption features seen in the spectra of astronomical objects in the Milky Way and other galaxies. They are caused by the absorption of light by the interstellar medium. Circa 500 bands have now been seen, in ultraviolet, visible and infrared wavelengths. The origin of most DIBs remains unknown, with common suggestions being polycyclic aromatic hydrocarbons and other large carbon bearing molecules. Only one DIB carrier has been identified: ionised buckminsterfullerene (C60+), which is responsible for several DIBs in the near infrared. The carriers of most DIBs remain unidentified.
Ашу және тарихы
Көптеген астрономиялық жұмыстар призма немесе көбінесе дифракциялық торды қолдана отырып таратылған астрономиялық нысандардың жарығын спектрлерді зерттеуге негізделген. Типикалық жұлдыздық спектр үздіксіздіктен тұрады, онда сіңіру сызықтары бар, олардың әрқайсысы жұлдыздың атмосферасындағы атомдық энергия деңгейінің белгілі бір өтуіне байланысты. Барлық астрономиялық нысандардың көрінісіне жұлдызаралық ортаның фотондарды сіңіруі мен шашыратуы әсер етеді. DIB-терге қатысты жұлдызаралық сіңіру, ол сіңіру сызықтарын тудырмаудың орнына, негізінен, бүкіл спектрге үздіксіз әсер етеді. Бірақ 1922 жылы астроном Мэри Ли Хегер жұлдызаралық шығу тегі бар сияқты бірқатар сызық тәрізді сіңіру ерекшеліктерін алғаш байқады. Олардың жұлдызаралық табиғаты байқалған сіңірудің күші жойылуға шамамен пропорционалды екендігімен және радиалдық жылдамдықтары әлдеқайда ерекшеленетін нысандарда сіңіру жолақтарына Допплер эффектісі әсер етпегендігімен көрсетілді, бұл сіңірудің аталған нысанның өзінде немесе оның маңында болмағанын білдіреді. «Диффузиялық жұлдызаралық жолақ» немесе қысқаша DIB атауы, сіңіру ерекшеліктері жұлдыздық спектрлердегі қалыпты сіңіру сызықтарынан әлдеқайда кең екенін көрсету үшін тағайындалды. Алғаш байқалған DIB-тер 578,0 және 579,7 нанометр толқын ұзындығында (көрінетін жарық 400–700 нанометр толқын ұзындығы диапазонына сәйкес келеді) тіркелді. Басқа да күшті DIB-тер 628,4, 661,4 және 443,0 нм-де байқалады. 443,0 нм DIB шамамен 1,2 нм-ге дейін кең, ал типтік жұлдыздық сіңіру ерекшеліктері 0,1 нм немесе одан да аз. Кейінгі спектроскопиялық зерттеулер жоғары спектрлік ажыратымдылық пен сезімталдықпен жүргізілгенде, DIB-тердің саны көбейді; 1975 жылғы каталогта 25 белгілі DIB тіркелді, ал он жылдан кейін белгілі саны екі еседен асты. Бірінші шектеулі іздеуді 1994 жылы Питер Дженнискенс және Ксавьер Дезерт жариялады (жоғарыдағы суретті қараңыз), бұл 1994 жылғы 16–19 мамырда Боулдердегі Колорадо университетінде «Диффузиялық жұлдызаралық жолақтар» тақырыбындағы алғашқы конференцияға әкелді. Бүгінде шамамен 500 DIB анықталды. Соңғы жылдары әлемдегі ең қуатты телескоптардағы өте жоғары ажыратымдылыққа ие спектрографтар DIB-ті бақылау және талдау үшін қолданылуда. 0,005 нм спектрлік ажыратымдылығы қазір Чилидегі Серро-Параналдағы Еуропалық Оңтүстік обсерваториясы және Австралиядағы Англо-Австралиялық обсерватория сияқты обсерваториялардағы құралдарды пайдалану арқылы стандартты болып табылады, және осы жоғары ажыратымдылықта көптеген DIB-терде айқын ішкі құрылымдар табылды.
Much astronomical work relies on the study of spectra the light from astronomical objects dispersed using a prism or, more usually, a diffraction grating. A typical stellar spectrum will consist of a continuum, containing absorption lines, each of which is attributed to a particular atomic energy level transition in the atmosphere of the star. The appearances of all astronomical objects are affected by extinction, the absorption and scattering of photons by the interstellar medium. Relevant to DIBs is interstellar absorption, which predominantly affects the whole spectrum in a continuous way, rather than causing absorption lines. In 1922, though, astronomer Mary Lea Heger first observed a number of line like absorption features which seemed to be interstellar in origin. Their interstellar nature was shown by the fact that the strength of the observed absorption was roughly proportional to the extinction, and that in objects with widely differing radial velocities the absorption bands were not affected by Doppler shifting, implying that the absorption was not occurring in or around the object concerned. The name diffuse interstellar band, or DIB for short, was coined to reflect the fact that the absorption features are much broader than the normal absorption lines seen in stellar spectra. The first DIBs observed were those at wavelengths 578.0 and 579.7 nanometers (visible light corresponds to a wavelength range of 400 700 nanometers). Other strong DIBs are seen at 628.4, 661.4 and 443.0 nm. The 443.0 nm DIB is particularly broad at about 1.2 nm across typical intrinsic stellar absorption features are 0.1 nm or less across. Later spectroscopic studies at higher spectral resolution and sensitivity revealed more and more DIBs; a catalogue of them in 1975 contained 25 known DIBs, and a decade later the number known had more than doubled. The first detection limited survey was published by Peter Jenniskens and Xavier Desert in 1994 (see Figure above), which led to the first conference on The Diffuse Interstellar Bands at the University of Colorado in Boulder on May 16–19, 1994. Today circa 500 have been detected. In recent years, very high resolution spectrographs on the world's most powerful telescopes have been used to observe and analyse DIBs. Spectral resolutions of 0.005 nm are now routine using instruments at observatories such as the European Southern Observatory at Cerro Paranal, Chile, and the Anglo Australian Observatory in Australia, and at these high resolutions, many DIBs are found to contain considerable sub structure.
Тасымалдаушылардың сипаты
DIB-тің ең маңызды мәселесі, ең алғашқы байқаулардан белгілі болғандай, олардың орталық толқын ұзындықтары кез келген ион немесе молекуланың белгілі спектрлік сызықтарымен сәйкес келмеді, сондықтан сіңіруге жауапты материалды анықтау мүмкін болмады. DIB-тің саны арта келе көптеген теориялар ұсынылды, ал сіңіретін материалдың ("тасымалдаушы") табиғатын анықтау астрофизикадағы маңызды мәселеге айналды. Маңызды байқау нәтижесінің бірі – көптеген DIB-тің күші бір-бірімен күшті корреляцияға ие емес. Бұл, барлық DIB-ге жауапты бір ғана тасымалдаушы емес, көптеген тасымалдаушылар болуы керек дегенді білдіреді. Сондай-ақ, DIB күшінің жұлдызаралық жойылумен байланысты екені де маңызды. Жойылудың себебі жұлдызаралық шаң, бірақ DIB шаң бөлшектерінен туындауы екіталай. DIB-дегі субқұрылымның болуы олардың молекулалар арқылы пайда болатыны туралы пікірді қолдайды. Субқұрылым айналмалы жолақтың контурындағы жолақтың басынан және изотоп алмасудан туындайды. Мысалы, үш көміртегі атомы бар молекулада көміртегі-13 изотопының бір бөлігі болады, сондықтан көптеген молекулалар үш көміртегі-12 атомын қамтиды, ал кейбіреулері екі 12C атомын және бір 13C атомын қамтиды, одан да азырақ бір 12C және екі 13C атомын қамтиды, ал өте аз бөлігі үш 13C молекуласын қамтиды. Молекуланың осы әрбір түрі аздап өзгеше тынығу толқын ұзындығында сіңіру сызығын жасайды. DIB-тің пайда болуына ең мүмкін үміткер молекулалар – жұлдызаралық ортада кең таралған ірі көміртегі бар молекулалар деп есептеледі. Полициклді ароматты көмірсутектер, полииндер сияқты ұзын көміртегі тізбекті молекулалар және фуллерендер де маңызды болуы мүмкін. Бұл типтегі молекулалар фотонмен қозғанда жылдам және тиімді деактивацияға ұшырайды, бұл спектрлік сызықтарды кеңейтеді және оларды жұлдызаралық ортада өмір сүруге жеткілікті тұрақты етеді.
The great problem with DIBs, apparent from the earliest observations, was that their central wavelengths did not correspond with any known spectral lines of any ion or molecule, and so the material which was responsible for the absorption could not be identified. A large number of theories were advanced as the number of known DIBs grew, and determining the nature of the absorbing material (the 'carrier') became a crucial problem in astrophysics. One important observational result is that the strengths of most DIBs are not strongly correlated with each other. This means that there must be many carriers, rather than one carrier responsible for all DIBs. Also significant is that the strength of DIBs is broadly correlated with the interstellar extinction. Extinction is caused by interstellar dust; however, DIBs, are not likely to be caused by dust grains. The existence of sub structure in DIBs supports the idea that they are caused by molecules. Substructure results from band heads in the rotational band contour and from isotope substitution. In a molecule containing, say, three carbon atoms, some of the carbon will be in the form of the carbon 13 isotope, so that while most molecules will contain three carbon 12 atoms, some will contain two 12C atoms and one 13C atom, much less will contain one 12C and two 13C, and a very small fraction will contain three 13C molecules. Each of these forms of the molecule will create an absorption line at a slightly different rest wavelength. The most likely candidate molecules for producing DIBs are thought to be large carbon bearing molecules, which are common in the interstellar medium. Polycyclic aromatic hydrocarbons, long carbon chain molecules such as polyynes, and fullerenes are all potentially important. These types of molecule experience rapid and efficient deactivation when excited by a photon, which both broadens the spectral lines and makes them stable enough to exist in the interstellar medium.
C60+ тасымалдаушы ретінде анықталуы
2021 жылға қарай DIB тасымалдаушысы ретінде расталған жалғыз молекула – букминстерфуллерен ионы, C60+. Гарри Крото 1980-ші жылдары фуллерендерді ашқаннан кейін көп ұзамай, олардың DIB тасымалдаушылары болуы мүмкін екенін болжады. Крото иондалған C60+ формасының жұлдызаралық кеңістікте сақталу мүмкіндігі жоғары екенін көрсетті. 1990 жылдардың басында C60+ молекуласын қатты мұздарға ендіру арқылы зертханалық спектрлер алынды, олар жақын инфрақызыл аймақта күшті жолақтарды көрсетті. 1994 жылы Бернард Фоинг және Паскаль Эренфреунд зертханалық спектрлерге ұқсас толқын ұзындығы бар жаңа DIB-терді анықтады және бұл айырмашылық газ және қатты фазалардағы толқын ұзындықтары арасындағы қабаттасудан туындағанын айтты. Алайда, Питер Дженнискенс сияқты басқа зерттеушілер бұл тұжырымды бірнеше спектроскопиялық және байқау негіздерімен жоққа шығарды. 2015 жылы Джон Майер басқаратын топ C60+ газ фазасының зертханалық спектрін алды. Олардың нәтижелері 1994 жылы Фоинг пен Эренфреунд байқаған толқын ұзындықтарымен сәйкес келді. Басқа зерттеушілер қарсылық білдірді, бірақ 2019 жылға қарай C60+ жолақтары және оларға жасалған тағайындама астрономдар мен зертханалық химиктердің бірнеше тобымен расталды.
as of 2021 the only molecule confirmed to be a DIB carrier is the buckminsterfullerene ion, C60+. Soon after Harry Kroto discovered fullerenes in the 1980s, he proposed that they could be DIB carriers. Kroto pointed out that the ionised form C60+ was more likely to survive in the diffuse interstellar medium. In the early 1990s, laboratory spectra of C60+ were obtained by embedding the molecule in solid ices, which showed strong bands in the near infrared. In 1994, Bernard Foing and Pascale Ehrenfreund detected new DIBs with wavelengths close to those in the laboratory spectra, and argued that the difference was due to an offset between the gas phase and solid phase wavelengths. However, this conclusion was disputed by other researchers, such as Peter Jenniskens, on multiple spectroscopic and observational grounds. A laboratory gas phase spectrum of C60+ was obtained in 2015 by a group led by John Maier. Their results matched the band wavelengths that had been observed by Foing and Ehrenfreund in 1994. New objections were raised by other researchers, but by 2019 the C60+ bands and their assignment had been confirmed by multiple groups of astronomers and laboratory chemists.