Las bandas interestelares difusas (DIB) son características de absorción observadas en los espectros de los objetos astronómicos de la Vía Láctea y otras galaxias. Son causadas por la absorción de luz por el medio interestelar . Se han visto ahora alrededor de 500 bandas, en longitudes de onda ultravioleta , visible e infrarroja . [1]
El origen de la mayoría de los DIB sigue siendo desconocido, y las sugerencias comunes son los hidrocarburos aromáticos policíclicos y otras moléculas grandes que contienen carbono . [2] [3] Sólo se ha identificado un portador de DIB: buckminsterfullereno ionizado (C 60 + ), que es responsable de varios DIB en el infrarrojo cercano. [4] Los portadores de la mayoría de los DIB siguen sin identificar.
Descubrimiento e historia
Gran parte del trabajo astronómico se basa en el estudio de los espectros : la luz de los objetos astronómicos dispersa mediante un prisma o, más habitualmente, una rejilla de difracción . Un espectro estelar típico consistirá en un continuo , que contiene líneas de absorción , cada una de las cuales se atribuye a una transición de nivel de energía atómica particular en la atmósfera de la estrella.
La apariencia de todos los objetos astronómicos se ve afectada por la extinción , la absorción y dispersión de fotones por el medio interestelar . Relevante para los DIB es la absorción interestelar, que afecta predominantemente a todo el espectro de manera continua, en lugar de causar líneas de absorción. Sin embargo, en 1922, la astrónoma Mary Lea Heger [5] observó por primera vez una serie de características de absorción en forma de líneas que parecían tener un origen interestelar.
Su naturaleza interestelar se demostró por el hecho de que la fuerza de la absorción observada fue aproximadamente proporcional a la extinción, y que en objetos con velocidades radiales muy diferentes, las bandas de absorción no se vieron afectadas por el desplazamiento Doppler , lo que implica que la absorción no estaba ocurriendo en o alrededor del objeto en cuestión. [6] [7] [8] El nombre Banda interestelar difusa, o DIB para abreviar, fue acuñado para reflejar el hecho de que las características de absorción son mucho más amplias que las líneas de absorción normales que se ven en los espectros estelares.
Los primeros DIB observados fueron los de longitudes de onda de 578,0 y 579,7 nanómetros (la luz visible corresponde a un rango de longitud de onda de 400 a 700 nanómetros). Se ven otros DIB fuertes a 628,4, 661,4 y 443,0 nm. El DIB de 443,0 nm es particularmente ancho a aproximadamente 1,2 nm de ancho; las características típicas de absorción estelar intrínseca son de 0,1 nm o menos de ancho.
Los estudios espectroscópicos posteriores a mayor resolución espectral y sensibilidad revelaron cada vez más DIB; un catálogo de ellos en 1975 contenía 25 DIB conocidos, y una década más tarde el número conocido se había más que duplicado. La primera encuesta de detección limitada fue publicada por Peter Jenniskens y Xavier Desert en 1994 (ver Figura anterior), [9] que condujo a la primera conferencia sobre las bandas interestelares difusas en la Universidad de Colorado en Boulder del 16 al 19 de mayo de 1994. Hoy se han detectado alrededor de 500.
En los últimos años, se han utilizado espectrógrafos de muy alta resolución en los telescopios más potentes del mundo para observar y analizar DIB. [10] Las resoluciones espectrales de 0.005 nm son ahora rutinarias usando instrumentos en observatorios como el Observatorio Europeo Austral en Cerro Paranal , Chile , y el Observatorio Anglo-Australiano en Australia , y en estas altas resoluciones, se encuentra que muchos DIB contienen considerables sub -estructura. [11] [12]
La naturaleza de los transportistas
El gran problema con los DIB, evidente a partir de las primeras observaciones, era que sus longitudes de onda centrales no se correspondían con ninguna línea espectral conocida de ningún ion o molécula , por lo que no se pudo identificar el material responsable de la absorción. Se avanzó un gran número de teorías a medida que crecía el número de DIB conocidos, y determinar la naturaleza del material absorbente (el "portador") se convirtió en un problema crucial en astrofísica .
Un resultado de observación importante es que las fortalezas de la mayoría de los DIB no están fuertemente correlacionadas entre sí. Esto significa que debe haber muchos operadores, en lugar de un solo operador responsable de todos los DIB. También es significativo que la fuerza de los DIB esté ampliamente correlacionada con la extinción interestelar . La extinción es causada por el polvo interestelar ; sin embargo, es poco probable que los DIB sean causados por granos de polvo.
La existencia de una subestructura en los DIB respalda la idea de que son causadas por moléculas. La subestructura resulta de las cabezas de banda en el contorno de la banda rotacional y de la sustitución de isótopos. En una molécula que contiene, digamos, tres átomos de carbono , parte del carbono estará en la forma del isótopo carbono-13 , de modo que si bien la mayoría de las moléculas contendrán tres átomos de carbono-12 , algunas contendrán dos átomos de 12 C y uno de 13 Un átomo de C, mucho menos contendrá un 12 C y dos 13 C, y una fracción muy pequeña contendrá tres moléculas de 13 C. Cada una de estas formas de la molécula creará una línea de absorción en una longitud de onda de reposo ligeramente diferente.
Se cree que las moléculas candidatas más probables para producir DIB son moléculas grandes que contienen carbono, que son comunes en el medio interestelar. Los hidrocarburos aromáticos policíclicos , las moléculas de cadena larga de carbono como los poliinos y los fullerenos son todos potencialmente importantes. [6] [13] Estos tipos de moléculas experimentan una desactivación rápida y eficiente cuando son excitadas por un fotón, lo que amplía las líneas espectrales y las hace lo suficientemente estables como para existir en el medio interestelar. [14] [15]
Identificación de C 60 + como portador
A partir de 2021[actualizar]la única molécula que se ha confirmado que es un portador de DIB es el ion buckminsterfullereno , C 60 + . Poco después de que Harry Kroto descubriera los fullerenos en la década de 1980, propuso que podrían ser portadores de DIB. [16] Kroto señaló que la forma ionizada C 60 + tenía más probabilidades de sobrevivir en el medio interestelar difuso. [17] [16] Sin embargo, la falta de un espectro de laboratorio confiable de C 60 + en fase gaseosa hizo que esta propuesta fuera difícil de probar. [18]
A principios de la década de 1990, se obtuvieron espectros de laboratorio de C 60 + incrustando la molécula en hielos sólidos, que mostraban bandas fuertes en el infrarrojo cercano. En 1994, Bernard Foing y Pascale Ehrenfreund detectaron nuevos DIB con longitudes de onda cercanas a las de los espectros de laboratorio y argumentaron que la diferencia se debía a un desplazamiento entre las longitudes de onda de la fase gaseosa y la fase sólida. [19] Sin embargo, esta conclusión fue cuestionada por otros investigadores, como Peter Jenniskens , por múltiples motivos espectroscópicos y de observación. [20]
En 2015, un grupo dirigido por John Maier obtuvo un espectro de fase gaseosa de laboratorio de C 60 + . [21] Sus resultados coincidieron con las longitudes de onda de banda que habían sido observadas por Foing y Ehrenfreund en 1994. [21] Se encontraron tres bandas más débiles de C 60 + en espectros interestelares poco después, resolviendo una de las objeciones anteriores planteadas por Jenniskens. [22] Otros investigadores plantearon nuevas objeciones, [23] pero para 2019 las bandas C 60 + y su asignación habían sido confirmadas por múltiples grupos de astrónomos [24] [25] y químicos de laboratorio. [26]
Referencias
- ^ "Encuesta de exploración grande de bandas interestelares difusas de ESO (comestibles) - fusión de observaciones y datos de laboratorio" . 2016-03-29. Cite journal requiere
|journal=
( ayuda ) - ^ Bierbaum, Veronica M .; Keheyan, Yeghis; Page, Valery Le; Snow, Theodore P. (enero de 1998). "La química interestelar de los cationes PAH". Naturaleza . 391 (6664): 259–260. Código Bibliográfico : 1998Natur.391..259S . doi : 10.1038 / 34602 . PMID 9440689 . S2CID 2934995 .
- ^ Snow, Theodore P. (15 de marzo de 2001). "Las bandas interestelares difusas no identificadas como evidencia de grandes moléculas orgánicas en el medio interestelar". Spectrochimica Acta Part A: Espectroscopía molecular y biomolecular . 57 (4): 615–626. Código bibliográfico : 2001AcSpA..57..615S . doi : 10.1016 / S1386-1425 (00) 00432-7 . PMID 11345242 .
- ^ Campbell, EK; Holz, M .; Gerlich, D .; Maier, JP (2015). "Confirmación de laboratorio de C60 + como portador de dos bandas interestelares difusas". Naturaleza . 523 (7560): 322–3. Código Bib : 2015Natur.523..322C . doi : 10.1038 / nature14566 . PMID 26178962 . S2CID 205244293 .
- ^ Heger, ML (1922). "Estudio adicional de las líneas de sodio en estrellas de clase B" . Boletín del Observatorio Lick . 10 (337): 141-148. Código bibliográfico : 1922LicOB..10..141H . doi : 10.5479 / ADS / bib / 1922LicOB.10.141H .
- ^ a b Herbig, GH (1995). "Las bandas interestelares difusas". Revista anual de astronomía y astrofísica . 33 : 19–73. Bibcode : 1995ARA & A..33 ... 19H . doi : 10.1146 / annurev.aa.33.090195.000315 .
- ^ Krelowski, J. (1989). "Bandas interestelares difusas - una revisión de observación". Astronomische Nachrichten . 310 (4): 255–263. Código Bibliográfico : 1989AN .... 310..255K . doi : 10.1002 / asna.2113100403 .
- ^ Sollerman, J .; et al. (2005). "Difundir bandas interestelares en NGC 1448". Astronomía y Astrofísica . 429 (2): 559–567. arXiv : astro-ph / 0409340 . Bibcode : 2005A & A ... 429..559S . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20041465 . S2CID 18036448 .
- ^ Jenniskens, P .; Desierto, F.-X. (1994). "Un estudio de bandas interestelares difusas (3800-8680 A)". Serie de suplementos de astronomía y astrofísica . 106 : 39. Código Bibliográfico : 1994A y AS..106 ... 39J .
- ^ Fossey, SJ; Crawford, IA (2000). "Observación con la instalación de ultra alta resolución en el telescopio anglo-australiano: estructura de bandas interestelares difusas". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 32 : 727. Código Bibliográfico : 2000AAS ... 196.3501F .
- ^ Jenniskens, P .; Desierto, FX (1993). "Estructura compleja en dos bandas interestelares difusas". Astronomía y Astrofísica . 274 : 465. Bibcode : 1993A & A ... 274..465J .
- ^ Galazutdinov, G .; et al. (2002). "Estructura fina de perfiles de bandas interestelares difusas débiles" . Astronomía y Astrofísica . 396 (3): 987–991. Bibcode : 2002A y A ... 396..987G . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20021299 .
- ^ Ehrenfreund, P. (1999). "Las bandas interestelares difusas como evidencia de moléculas poliatómicas en el medio interestelar difuso". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 31 : 880. Código Bibliográfico : 1999AAS ... 194.4101E .
- ^ Zhao, Liang; Lian, Rui; Shkrob, Ilya A .; Crowell, Robert A .; Pommeret, Stanislas; Chronister, Eric L .; Liu, An Dong; Trifunac, Alexander D. (2004). "Estudios ultrarrápidos sobre la fotofísica de cationes radicales aislados en matriz de hidrocarburos aromáticos policíclicos". El Journal of Physical Chemistry A . 108 (1): 25–31. Código Bib : 2004JPCA..108 ... 25Z . doi : 10.1021 / jp021832h . S2CID 97499895 .
- ^ Tokmachev, Andrei M .; Boggio-Pasqua, marcial; Mendive-Tapia, David; Bearpark, Michael J .; Robb, Michael A. (2010). "Fluorescencia del catión radical perileno y una intersección cónica D0 / D1 inaccesible: un estudio computacional MMVB, RASSCF y TD-DFT". La Revista de Física Química . 132 (4): 044306. Código Bibliográfico : 2010JChPh.132d4306T . doi : 10.1063 / 1.3278545 . PMID 20113032 .
- ^ a b Kroto, H. (1988). "Espacio, estrellas, C60 y hollín". Ciencia . 242 (4882): 1139-1145. Código Bibliográfico : 1988Sci ... 242.1139K . doi : 10.1126 / science.242.4882.1139 . PMID 17799730 . S2CID 22397657 .
- ^ Kroto, HW (1987). Leger, Alain (ed.). Cadenas y granos en el espacio interestelar (PDF) . Hidrocarburos Aromáticos Policíclicos y Astrofísica. Instituto de Estudios Avanzados de la OTAN Serie C. 191 . Saltador. págs. 197–206. Código bibliográfico : 1987ASIC..191..197K . doi : 10.1007 / 978-94-009-4776-4_17 . ISBN 978-94-010-8619-6.
- ^ Fulara, Jan; Jakobi, Michael; Maier, John P. (13 de agosto de 1993). "Espectros electrónicos e infrarrojos de C 60 + y C 60 en matrices de neón y argón". Letras de física química . 211 (2–3): 227–234. Código Bibliográfico : 1993CPL ... 211..227F . doi : 10.1016 / 0009-2614 (93) 85190-Y . ISSN 0009-2614 .
- ^ Foing, BH; Ehrenfreund, P. (1994). "Detección de dos bandas de absorción interestelar coincidentes con características espectrales de C 60 + ". Naturaleza . 369 (6478): 296–298. Código Bibliográfico : 1994Natur.369..296F . doi : 10.1038 / 369296a0 . S2CID 4354516 .
- ^ Jenniskens, P .; Mulas, G .; Porceddu, I .; Benvenuti, P. (1997). "Bandas interestelares difusas cerca de 9600Å: no debido a C 60 + todavía" . Astronomía y Astrofísica . 327 : 337. Bibcode : 1997A & A ... 327..337J .
- ^ a b Maier, JP; Gerlich, D .; Holz, M .; Campbell, EK (julio de 2015). "Confirmación de laboratorio de C 60 + como portador de dos bandas interestelares difusas". Naturaleza . 523 (7560): 322–323. Código Bibliográfico : 2015Natur.523..322C . doi : 10.1038 / nature14566 . ISSN 1476-4687 . PMID 26178962 . S2CID 205244293 .
- ^ Campbell, EK; Holz, M .; Maier, JP; Gerlich, D .; Walker, GAH; Bohlender, D. (2016). "Espectroscopia de absorción en fase gaseosa de C 60 + y C 70 + en una trampa de iones criogénica: comparación con medidas astronómicas". El diario astrofísico . 822 (1): 17. Código bibliográfico : 2016ApJ ... 822 ... 17C . doi : 10.3847 / 0004-637X / 822/1/17 . ISSN 0004-637X .
- ^ Galazutdinov, GA; Shimansky, VV; Bondar, A .; Valyavin, G .; Krełowski, J. (2017). "C 60 + - buscando el bucky-ball en el espacio interestelar". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 465 (4): 3956–3964. arXiv : 1612.08898 . Código bibliográfico : 2017MNRAS.465.3956G . doi : 10.1093 / mnras / stw2948 .
- ^ Lallement, R .; Cox, NLJ; Cami, J .; Smoker, J .; Fahrang, A .; Elyajouri, M .; Cordiner, MA; Linnartz, H .; Smith, KT; Ehrenfreund, P .; Foing, BH (2018). "La encuesta COMESTIBLES II. La detectabilidad de las bandas C 60 + ". Astronomía y Astrofísica . 614 : A28. arXiv : 1802.00369 . Bibcode : 2018A & A ... 614A..28L . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201832647 . S2CID 106399567 .
- ^ Cordiner, M .; Linnartz, H .; Cox, N .; Cami, J .; Najarro, F .; Proffitt, C .; Lallement, R .; Ehrenfreund, P .; Foing, B .; Gaviota, T .; Sarre, P .; Charnley, S. (2019). "Confirmación de Interstellar C 60 + usando el telescopio espacial Hubble". Las cartas de la revista astrofísica . 875 (2): L28. arXiv : 1904.08821 . Código bibliográfico : 2019ApJ ... 875L..28C . doi : 10.3847 / 2041-8213 / ab14e5 . ISSN 2041-8205 . S2CID 121292704 .
- ^ Spieler, Steffen; Kuhn, Martin; Postler, Johannes; Simpson, Malcolm; Wester, Roland; Scheier, Paul; Ubachs, Wim; Bacalla, Xavier; Bouwman, Jordy; Linnartz, Harold (2017). "C 60 + y las bandas interestelares difusas: un control de laboratorio independiente". El diario astrofísico . 846 (2): 168. arXiv : 1707.09230 . Código bibliográfico : 2017ApJ ... 846..168S . doi : 10.3847 / 1538-4357 / aa82bc . S2CID 119425018 .
enlaces externos
- Entrada en la Enciclopedia de astrobiología, astronomía y vuelos espaciales
- Catálogo de bandas interestelares difusas