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维基百科:臺灣教育專案/臺大物理系服務學習/112-1/瀰漫星際吸收線

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各瀰漫星際吸收線的相對強度

瀰漫星際吸收線 (Diffuse Interstellar Bands，縮寫為 DIBs) 是在銀河系與其他天體的光譜之中所能看見的吸收線。目前認知中，它們源自於星系中星際介質所吸收的光，目前已有超過五百條已經在紫外、可見光與紅外線的波段 （波長）中被看見。[1]

形成瀰漫星際吸收線的分子大多為未知數，常見的猜想包含多環芳香烴和大型含carbon分子。[2][3]其中，僅有五條吸收線的對應分子已經確定：游離的巴克球 (C60+)，而這個分子形成了一些在紅外波段的瀰漫星際吸收線[4] 然而，其餘的對應分子仍然未知。

發現與歷史

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許多天文研究源自於光譜資料。來自天體的光會被稜鏡，或是更常見的衍射光柵發散。單一光譜通常包含一個連續面（英语：Continuum (theory)），其中含有吸收譜線，而每個吸收譜線都會有對應的原子或是分子能階。

我們所觀測到的所有天體皆會受到消光影響，也就是光子被星際介質吸收與散射的過程。其中，星際介質的吸收是對光譜的整個連續面進行吸收，但在 1919 年，天文學家Mary Lea Heger（英语：Mary Lea Heger）[5] 觀測到一些看似來自於星際介質的吸收線。

會猜測他在星際介質的原因是因為觀測到的吸收線強度與消光程度大致有線性關係，而且這些吸收線在不同徑向速度的天體光譜中不會受到都卜勒效應之影響。這告訴我們吸收本身不是在天體本身或是附近產生。[6][7][8]瀰漫（Diffuse）星際吸收線這個名字源自於這些吸收線的寬度比一般在恆星光譜看見的原子吸收線寬上許多。同時，這些吸收線對應的分子被認為是在瀰漫星際介質（Diffuse Interstellar Medium）最為常見。

最早被觀測的瀰漫星際吸收線的中心分別位於波長 578.0 and 579.7 奈米（可見光的波長大約落在 400-700 奈米）。其他較強的瀰漫星際吸收線位於 628.4、661.4 和 443.0 奈米；其中，443.0 奈米這一條吸收線寬度約為 1.2 奈米；做為比對，一般恆星的原子吸收線寬度上限約為 0.1 奈米。

逐漸地，光譜分辨率越來越高的光譜學研究幫助科學家找到越來越多的瀰漫星際吸收線；1975 年的編目含有 25 個瀰漫星際吸收線。10 年後，確認的數量變成兩倍。第一篇正式整理瀰漫星際吸收線分佈的研究在 1994 年被兩位科學家Peter Jenniskens（英语：Peter Jenniskens）[9] 與 Xavier Desert 發表（詳情請見上圖）。這篇研究也間接造成第一個關於瀰漫星際吸收線的發表會在同年五月 16-19 在克州大學舉辦。

近年來，世界上最強望遠鏡上解析度非常高的光譜儀被用來觀測與分析瀰漫星際吸收線。[10]光譜解析度高達0.005 奈米的儀器已經在各大天文台成為標配的儀器（如帕瑞納山上的歐洲南方天文台和澳洲裡澳洲天文台）。在這種解析度底下，有許多瀰漫星際吸收線被發現有明顯的子結構。[11][12]

對應分子的特性

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從最早的觀測就能發現的大問題，即為瀰漫星際吸收線對應的波長沒有與任何已知的譜線有所重疊，也因此我們無法確認它們所對應的離子或分子。有大量的猜想隨著瀰漫星際吸收線數量增加而進化，也因為這樣，判斷造成這些吸收線的物質成為天文物理中的重大問題。

其中一個重要觀測顯示不同瀰漫星際吸收線之間的強度沒有直接關聯。這告訴我們對應的分子很多樣，而非一個分子負責所有的吸收線。另一個顯著結果是瀰漫星際吸收線的強度與消光程度有相關。消光程度與星際塵埃的多寡有高度相關；然而，瀰漫星際吸收線不太可能是這些塵埃粒子形成的。

瀰漫星際吸收線中的子結構支持它們是分子形成的猜想。子結構來自於同位素的替代。舉例來說，有在含有三個碳原子的分子中，有些碳會是以碳-13同位素的形式出現。此時有些分子含有三個碳-12原子，其中有少數分子有不同數量的碳-13 原子。不同組成的分子會小幅度影響波長，進而形成子結構。

目前最有可能形成瀰漫星際吸收線的分子被猜測是大型碳分子，這些分子在星際介質中很常見。多環芳香烴、 如同聚炔烴的長鏈狀碳分子與富勒烯都是可能的對應分子。 [6][13] 這種分子在被光子激發成激發態時會經歷非常快速的滅能，這個過程同時使得吸收線變寬，也讓它們變得比較穩定，能在星際介質中存活。[14][15]

C60+被定義為對應分子

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截至2021年 (2021-Missing required parameter 1=month!)唯一一個被確認為瀰漫星際吸收線的對應分子之分子為巴克球離子，C60+。不久之後，哈洛德•克羅托在 1980 年代發現了富勒烯的時候，就提議他們有可能是瀰漫星際吸收線的對應分子。[16] 克羅托指出 C60+ 的離子態比較有可能在星際介質中存活。 [17][16] 然而，缺乏了可信的實驗室光譜實驗，這個猜想便難以證明。[18]

在 1990 年代早期，C60+ 的實驗室光譜實驗將分子放入固態冰中，這使得強力的吸收線出現在近紅外波段。1994 年，Bernard Foing（英语：Bernard Foing） 和 Pascale Ehrenfreund（英语：Pascale Ehrenfreund） 發現了新的瀰漫星際吸收線，波長與實驗室的光譜顯示相近但未完全相同。他們認為此微小差距來自於氣態與固態波段的偏差。 [19] 然而，這個爭論被其他科學家，如 Peter Jenniskens（英语：Peter Jenniskens），利用多方面光譜與觀測資料證實是錯誤的。[20]

在 2015 年，C60+ 的氣態光譜被由John Maier領銜的實驗室觀測。[21] 他們的結果與 1994 年的觀測波長相等。[21] 有三個較弱的 C60+ 吸收線也被觀測到，這也解決了先前由 Jenniskens 提出的意見之一。[22] 其他科學家也提出了他們的意見，[23] 但在 2019 之後，這個實驗結果已經被多組化學實驗室與科學家多方證實。[24][25] [26]

參見

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參考資料

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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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外部連結

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