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维基百科:台湾教育专案/台大物理系服务学习/112-1/弥漫星际吸收线

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各弥漫星际吸收线的相对强度

弥漫星际吸收线 (Diffuse Interstellar Bands，缩写为 DIBs) 是在银河系与其他天体的光谱之中所能看见的吸收线。目前认知中，它们源自于星系中星际介质所吸收的光，目前已有超过五百条已经在紫外、可见光与红外线的波段 （波长）中被看见。[1]

形成弥漫星际吸收线的分子大多为未知数，常见的猜想包含多环芳香烃和大型含carbon分子。[2][3]其中，仅有五条吸收线的对应分子已经确定：游离的巴克球 (C60+)，而这个分子形成了一些在红外波段的弥漫星际吸收线[4] 然而，其余的对应分子仍然未知。

发现与历史

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许多天文研究源自于光谱资料。来自天体的光会被棱镜，或是更常见的衍射光栅发散。单一光谱通常包含一个连续面（英语：Continuum (theory)），其中含有吸收谱线，而每个吸收谱线都会有对应的原子或是分子能阶。

我们所观测到的所有天体皆会受到消光影响，也就是光子被星际介质吸收与散射的过程。其中，星际介质的吸收是对光谱的整个连续面进行吸收，但在 1919 年，天文学家Mary Lea Heger（英语：Mary Lea Heger）[5] 观测到一些看似来自于星际介质的吸收线。

会猜测他在星际介质的原因是因为观测到的吸收线强度与消光程度大致有线性关系，而且这些吸收线在不同径向速度的天体光谱中不会受到多普勒效应之影响。这告诉我们吸收本身不是在天体本身或是附近产生。[6][7][8]弥漫（Diffuse）星际吸收线这个名字源自于这些吸收线的宽度比一般在恒星光谱看见的原子吸收线宽上许多。同时，这些吸收线对应的分子被认为是在弥漫星际介质（Diffuse Interstellar Medium）最为常见。

最早被观测的弥漫星际吸收线的中心分别位于波长 578.0 and 579.7 奈米（可见光的波长大约落在 400-700 奈米）。其他较强的弥漫星际吸收线位于 628.4、661.4 和 443.0 奈米；其中，443.0 奈米这一条吸收线宽度约为 1.2 奈米；做为比对，一般恒星的原子吸收线宽度上限约为 0.1 奈米。

逐渐地，光谱分辨率越来越高的光谱学研究帮助科学家找到越来越多的弥漫星际吸收线；1975 年的编目含有 25 个弥漫星际吸收线。10 年后，确认的数量变成两倍。第一篇正式整理弥漫星际吸收线分布的研究在 1994 年被两位科学家Peter Jenniskens（英语：Peter Jenniskens）[9] 与 Xavier Desert 发表（详情请见上图）。这篇研究也间接造成第一个关于弥漫星际吸收线的发表会在同年五月 16-19 在克州大学举办。

近年来，世界上最强望远镜上分辨率非常高的光谱仪被用来观测与分析弥漫星际吸收线。[10]光谱分辨率高达0.005 奈米的仪器已经在各大天文台成为标配的仪器（如帕瑞纳山上的欧洲南方天文台和澳洲里澳洲天文台）。在这种分辨率底下，有许多弥漫星际吸收线被发现有明显的子结构。[11][12]

对应分子的特性

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从最早的观测就能发现的大问题，即为弥漫星际吸收线对应的波长没有与任何已知的谱线有所重叠，也因此我们无法确认它们所对应的离子或分子。有大量的猜想随着弥漫星际吸收线数量增加而进化，也因为这样，判断造成这些吸收线的物质成为天文物理中的重大问题。

其中一个重要观测显示不同弥漫星际吸收线之间的强度没有直接关联。这告诉我们对应的分子很多样，而非一个分子负责所有的吸收线。另一个显著结果是弥漫星际吸收线的强度与消光程度有相关。消光程度与星际尘埃的多寡有高度相关；然而，弥漫星际吸收线不太可能是这些尘埃粒子形成的。

弥漫星际吸收线中的子结构支持它们是分子形成的猜想。子结构来自于同位素的替代。举例来说，有在含有三个碳原子的分子中，有些碳会是以碳-13同位素的形式出现。此时有些分子含有三个碳-12原子，其中有少数分子有不同数量的碳-13 原子。不同组成的分子会小幅度影响波长，进而形成子结构。

目前最有可能形成弥漫星际吸收线的分子被猜测是大型碳分子，这些分子在星际介质中很常见。多环芳香烃、 如同聚炔烃的长链状碳分子与富勒烯都是可能的对应分子。 [6][13] 这种分子在被光子激发成激发态时会经历非常快速的灭能，这个过程同时使得吸收线变宽，也让它们变得比较稳定，能在星际介质中存活。[14][15]

C60+被定义为对应分子

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截至2021年 (2021-Missing required parameter 1=month!)唯一一个被确认为弥漫星际吸收线的对应分子之分子为巴克球离子，C60+。不久之后，哈洛德•克罗托在 1980 年代发现了富勒烯的时候，就提议他们有可能是弥漫星际吸收线的对应分子。[16] 克罗托指出 C60+ 的离子态比较有可能在星际介质中存活。 [17][16] 然而，缺乏了可信的实验室光谱实验，这个猜想便难以证明。[18]

在 1990 年代早期，C60+ 的实验室光谱实验将分子放入固态冰中，这使得强力的吸收线出现在近红外波段。1994 年，Bernard Foing（英语：Bernard Foing） 和 Pascale Ehrenfreund（英语：Pascale Ehrenfreund） 发现了新的弥漫星际吸收线，波长与实验室的光谱显示相近但未完全相同。他们认为此微小差距来自于气态与固态波段的偏差。 [19] 然而，这个争论被其他科学家，如 Peter Jenniskens（英语：Peter Jenniskens），利用多方面光谱与观测资料证实是错误的。[20]

在 2015 年，C60+ 的气态光谱被由John Maier领衔的实验室观测。[21] 他们的结果与 1994 年的观测波长相等。[21] 有三个较弱的 C60+ 吸收线也被观测到，这也解决了先前由 Jenniskens 提出的意见之一。[22] 其他科学家也提出了他们的意见，[23] 但在 2019 之后，这个实验结果已经被多组化学实验室与科学家多方证实。[24][25] [26]

参见

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参考资料

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  1. ^ ESO Diffuse Interstellar Bands Large Exploration Survey (EDIBLES) - Merging Observations and Laboratory Data. 2016-03-29. 
  2. ^ Bierbaum, Veronica M.; Keheyan, Yeghis; Page, Valery Le; Snow, Theodore P. The interstellar chemistry of PAH cations. Nature. January 1998, 391 (6664): 259–260. Bibcode:1998Natur.391..259S. PMID 9440689. S2CID 2934995. doi:10.1038/34602. 
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外部链接

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