拡散星間帯

拡散星間帯（DIB）は、天の川銀河やその他の銀河の天体のスペクトルに見られる吸収特性です。これは星間物質による光の吸収によって生じます。現在までに紫外線、可視光線、赤外線の波長で約500の帯が観測されています。^[1]

ほとんどのDIBの起源は不明ですが、一般的には多環芳香族炭化水素やその他の大きな炭素含有分子であると考えられています。^{[2] [3]} DIBキャリアとして特定されているのは、イオン化されたバックミンスターフラーレン（C ₆₀ ⁺）のみで、近赤外線のいくつかのDIBの原因となっています。^[4]ほとんどのDIBのキャリアは未確認のままです。

天文学の研究の多くは、スペクトルの研究に依存しています。スペクトルとは、プリズム、またはより一般的には回折格子を使用して分散された天体からの光です。典型的な恒星のスペクトルは、吸収線を含む連続体で構成され、それぞれの吸収線は恒星の大気中の 特定の原子エネルギーレベルの遷移に起因します。

すべての天体の外観は、減光、つまり星間物質による光子の吸収と散乱の影響を受けます。DIB に関係するのは星間吸収で、これは吸収線を引き起こすのではなく、主にスペクトル全体に連続的に影響を及ぼします。しかし、1922 年に天文学者のMary Lea Heger ^{[5] が、}星間起源と思われる線状の吸収特性を初めて観測しました。

これらの星間性質は、観測された吸収の強さがほぼ減光に比例していること、および視線速度が大きく異なる物体では吸収帯がドップラー効果の影響を受けないことから示され、これは吸収が当該物体の内部またはその周囲で発生していないことを意味している。^{[6] [7] [8]} 拡散星間帯（略してDIB）という名前は、吸収特性が恒星のスペクトルに見られる通常の吸収線よりもはるかに広いという事実を反映して作られた。

最初に観測された DIB は、波長 578.0 および 579.7 ナノメートルのものでした (可視光は 400 - 700 ナノメートルの波長範囲に相当します)。その他の強い DIB は、628.4、661.4、および 443.0 nm で見られます。443.0 nm の DIB は、特に幅が広く、幅は約 1.2 nm です。典型的な恒星固有の吸収特性の幅は 0.1 nm 以下です。

その後、より高いスペクトル分解能と感度で分光学的研究が進められ、さらに多くの DIB が発見されました。1975 年のカタログには 25 個の DIB が記載されていましたが、10 年後にはその数は 2 倍以上に増えました。最初の検出限界調査は、1994 年にピーター ジェニスケンスとザビエル デザートによって発表されました (上の図を参照)。 ^[9]この調査により、1994 年 5 月 16 日から 19 日にかけてコロラド大学ボルダー校で拡散星間バンドに関する最初の会議が開催されました。今日までに約 500 個が検出されています。

近年、世界最強の望遠鏡に搭載された非常に高解像度の分光器が、DIBの観測と分析に使用されています。^[10] 0.005 nmのスペクトル分解能は、チリのセロパラナルにあるヨーロッパ南天天文台やオーストラリアのアングロオーストラリア天文台などの観測所の機器では現在日常的に使用されており、このような高解像度では、多くのDIBにかなりのサブ構造が含まれていることがわかります。^{[11] [12]}

初期の観測から明らかになった DIB の大きな問題は、その中心波長がどのイオンや分子の既知のスペクトル線とも一致せず、そのため吸収の原因となる物質を特定できないことでした。既知の DIB の数が増えるにつれて、多数の理論が提唱され、吸収物質 (「キャリア」) の性質を決定することが天体物理学における重要な問題となりました。

重要な観測結果の 1 つは、ほとんどの DIB の強度が互いに強く相関していないことです。これは、すべての DIB の原因が 1 つのキャリアではなく、多数のキャリアが存在する必要があることを意味します。また、DIB の強度が星間絶滅と広く相関していることも重要です。絶滅は星間ダストによって引き起こされますが、DIB はダスト粒子によって引き起こされる可能性は低いです。

DIB にサブ構造が存在することは、DIB が分子によって発生するという考えを裏付けています。サブ構造は、回転バンド輪郭のバンドヘッドと同位体置換によって生じます。たとえば、3 つの炭素原子を含む分子では、一部の炭素は炭素 13 同位体の形をとります。そのため、ほとんどの分子には 3 つの炭素 12原子が含まれますが、一部の分子には 2 つの¹² C 原子と 1 つの^{13 C 原子が含まれ、1 つの12} C 原子と 2 つの¹³ C原子を含む分子はさらに少なく、3 つの¹³ C 分子を含む分子はごくわずかです。これらの分子の各形態は、わずかに異なる静止波長で吸収線を生成します。

DIBを生成する最も可能性の高い候補分子は、星間物質によく見られる大きな炭素含有分子であると考えられています。多環芳香族炭化水素、ポリインなどの長炭素鎖分子、フラーレンはすべて潜在的に重要です。^{[6] [13]}これらのタイプの分子は、光子によって励起されると迅速かつ効率的に不活性化され、スペクトル線が広がり、星間物質に存在するのに十分安定します。^{[14] [15]}

2021年現在、^{[アップデート]}DIBキャリアであることが確認されている唯一の分子は、バックミンスターフラーレンイオン、C ₆₀ ^+です。ハリー・クロトーは1980年代にフラーレンを発見した直後、フラーレンがDIBキャリアになる可能性があると提唱しました。 ^{[16]クロトーは、イオン化された形態のC} ₆₀ ⁺が拡散した星間物質中で生き残る可能性が高いと指摘しました。 ^{[17] [16]}しかし、気相C ₆₀ ⁺の信頼できる実験室スペクトルがないため、この提案をテストすることは困難でした。^[18]

1990年代初頭、C ₆₀ ⁺の実験室スペクトルは分子を固体氷に埋め込むことによって得られ、近赤外線で強いバンドを示しました。1994年に、Bernard FoingとPascale Ehrenfreundは、実験室スペクトルの波長に近い新しいDIBを検出し、その違いは気相と固相の波長のオフセットによるものだと主張しました。^{[19]しかし、この結論は、} Peter Jenniskensなどの他の研究者によって、複数の分光学的および観測的根拠に基づいて異議を唱えられました。^[20]

_{C 60} ⁺の実験室気相スペクトルは、2015年にジョン・マイヤー率いるグループによって得られました。^[21]彼らの結果は、1994年にフォイングとエーレンフロイントによって観測されたバンド波長と一致しました。 ^[21]その後すぐに、星間スペクトルでC ₆₀ ⁺の3つの弱いバンドが見つかり、ジェニスケンスが提起した以前の異議の1つが解決されました。^[22]他の研究者によって新たな異議が提起されましたが、^[23] 2019年までにC ₆₀ ^{+バンドとその割り当ては、複数の天文学者グループ[24] [25]}と実験室化学者によって確認されました。^[26]

• 星間分子と星周分子のリスト

• 宇宙生物学、天文学、宇宙飛行の百科事典への記載
• 拡散星間バンドカタログ