확산 성간 밴드

확산성 간 대역(DIB)은 은하계와 다른 은하계의 천문학적 물체의 스펙트럼에서 볼 수 있는 흡수 특성이다.그것들은 성간 매체에 의한 빛의 흡수에 의해 발생한다.현재 자외선, 가시 및 적외선 파장에서 500개의 띠가 관측되었다.^[1]

대부분의 DIB의 기원은 알려지지 않았으며, 일반적인 제안은 다순환 방향족 탄화수소와 다른 큰 탄소를 내포하는 분자들이다.^[2][3]근적외선 내 여러 DIB를 담당하는 이온화 버크민스터풀레렌(C₆₀⁺)이라는 DIB 운반체만 식별되었다.^[4]대부분의 DIB의 운송업자들은 신원 미상이다.

발견 및 기록

많은 천문학적인 작업은 스펙트럼의 연구, 즉 프리즘을 사용하여 분산된 천문학적인 물체로부터의 빛 또는 더 일반적으로 회절 그링에 의존한다.대표적인 항성 스펙트럼은 흡수선을 포함하는 연속체로 구성되며, 각 연속체는 항성 대기 중 특정 원자력의 수준 전환에 기인한다.

모든 천문학적인 물체의 외형은 성간 매체에 의한 광자의 흡수 및 산란, 멸종의 영향을 받는다.DIB와 관련된 것은 성간 흡수인데, 이는 주로 흡수선을 유발하기 보다는 연속적인 방식으로 전체 스펙트럼에 영향을 미친다.그러나 1922년 천문학자인 메리 리어 헤거는^[5] 처음에 성간으로 보이는 선과 같은 흡수 특징을 많이 관찰했다.

그들의 성간 성질은 관찰된 흡수강도가 거의 멸종에 비례한다는 사실과 방사상 속도가 크게 다른 물체에서는 흡수대역이 도플러 이동에 의해 영향을 받지 않는다는 사실에 의해 보여져 관련 물체 내부나 주변에서 흡수가 발생하지 않음을 암시했다.^[6][7][8]디퓨즈 인터스텔라 밴드(Diffuse Interstellar Band, 줄여서 DIB)라는 명칭은 흡수 특성이 항성 스펙트럼에서 볼 수 있는 일반 흡수선보다 훨씬 넓다는 사실을 반영하기 위해 만들어졌다.

관측된 첫 번째 DIB는 파장 578.0 및 579.7나노미터(가시광선은 400~700나노미터의 파장 범위에 해당한다).다른 강한 DIB는 628.4, 661.4 및 443.0nm에서 볼 수 있다.443.0nm DIB는 특히 전체에서 약 1.2nm로 넓다. 전형적인 내성 항성 흡수 특성은 0.1nm 이하이다.

이후 높은 스펙트럼 분해능과 민감도로 분광학적으로 연구한 결과 DIB가 점점 더 많아졌다; 1975년 목록에는 알려진 DIB 25개가 수록되어 있었고, 10년 후에는 알려진 수가 두 배 이상 증가했다.최초의 검출 제한 조사는 1994년 피터 제니스켄스와 자비에 사막에 의해 발표되었다(위 그림 참조).^[9] 이 조사는 1994년 5월 16~19일 볼더 콜로라도 대학에서 '디퓨즈 인터스텔라 밴드'에 관한 첫 번째 컨퍼런스로 이어졌다.오늘날 약 500마리가 검출되었다.

최근 몇 년 동안, 세계에서 가장 강력한 망원경의 매우 높은 해상도의 분광기가 DIB를 관찰하고 분석하는데 사용되었다.^[10]0.005nm의 스펙트럼 분해능은 이제 칠레 세로 파라날의 유럽남방전망대, 호주의 앵글로-호주전망대 등의 관측소에서 계측기를 사용하는 일상화되어 있으며, 이러한 고해상도에서는 많은 DIB가 상당한 하부구조를 포함하고 있는 것으로 확인되고 있다.^[11][12]

운송업체의 특성

DIB의 가장 큰 문제는 DIB의 중심 파장이 어떤 이온이나 분자의 알려진 스펙트럼 라인과도 일치하지 않아 흡수를 담당하는 물질을 식별할 수 없다는 것이었다.알려진 DIB의 수가 증가함에 따라 많은 이론이 진전되었고, 흡수 물질('캐리어')의 성질을 결정하는 것이 천체물리학에서 결정적인 문제가 되었다.

한 가지 중요한 관찰 결과는 대부분의 DIB의 강점이 서로 강하게 상관되지 않는다는 것이다.이는 모든 DIB를 책임지는 한 통신사가 아니라 여러 통신사가 있어야 한다는 것을 의미한다.또한 DIB의 강도는 항성간 소멸과 광범위하게 상관관계가 있다는 점도 중요하다.소멸은 성간 먼지에 의해 발생하지만, DIB는 먼지 알갱이에 의해 발생하지는 않을 것이다.

DIB에 하위 구조의 존재는 그것들이 분자에 의해 발생한다는 생각을 뒷받침한다.하부 구조는 회전 밴드 윤곽선의 밴드 헤드와 동위원소 대체에서 발생한다.예를 들어, 3개의 탄소 원자를 포함하는 분자 안에서, 탄소의 일부는 탄소-13 동위원소의 형태로 되어 있을 것이고, 그래서 대부분의 분자는 탄소-12 원자를 3개 포함하지만, 어떤 분자는 2개의 C 원자와 1개의 C 원자를 포함하게 될 것이고, 훨씬 적은 분수는 1개의 C와 2개의 C 분자를 포함할 것이고, 아주 작은 분수는 3개의 C 분자를 포함할 것이다.이 분자의 각 형태는 약간 다른 정지 파장에서 흡수선을 만들어낼 것이다.

DIB를 생산하는 가장 유력한 후보 분자는 성간 매체에서 흔히 볼 수 있는 큰 탄소를 함유하는 분자로 생각된다.다순환 방향족 탄화수소, 폴리인과 같은 긴 탄소 체인 분자, 풀렌 등이 잠재적으로 중요하다.^[6][13]이러한 유형의 분자는 광자에 의해 흥분했을 때 신속하고 효율적인 비활성화를 경험하는데, 둘 다 스펙트럼 라인을 넓히고 성간 매체에 존재할 수 있을 만큼 안정되게 한다.^[14][15]

C를₆₀⁺ 캐리어로서 식별

2021년^[update] 현재 DIB 운반체로 확인된 분자는 버크민스터풀레렌 이온 C뿐이다₆₀⁺.해리 크로토가 1980년대에 풀레인을 발견한 직후, 그는 그것들이 DIB 운반선이 될 수 있다고 제안했다.^[16]크로토는 이온화된 형태 C가₆₀⁺ 확산성 간 매개체에서 생존할 가능성이 더 높다고 지적했다.^[17][16]그러나 기체 위상 C의₆₀⁺ 신뢰할 수 있는 실험실 스펙트럼이 부족하여 이 제안서를 시험하기 어려웠다.^[18]

1990년대 초 C의₆₀⁺ 실험실 스펙트럼은 분자를 고체 아이스에 내장하여 얻었는데, 이는 근적외선에 강한 띠를 보였다.1994년 베르나르 푸잉과 파스칼레 에렌프룬트는 실험실 스펙트럼에 가까운 파장을 가진 새로운 DIB를 검출했고, 그 차이가 기체 위상과 고체 위상 파장 사이의 오프셋 때문이라고 주장했다.^[19]그러나 이러한 결론은 피터 제니스켄스와 같은 다른 연구자들에 의해 다중 분광 및 관측적 근거에 대해 논란이 되었다.^[20]

C의₆₀⁺ 실험실 기체 위상 스펙트럼은 2015년 존 마이어가 이끄는 집단에 의해 확보됐다.^[21]이들의 결과는 1994년 포잉과 에렌프룬트가 관측한 밴드 파장과 일치했다.^[21]곧이어 성간 스펙트럼에서 세 개의 더 약한₆₀⁺ C 띠가 발견되어 제니스켄스가 제기했던 이전의 이의 중 하나를 해결했다.^[22]다른 연구자들에 의해 새로운 반대 의견이 제기되었지만,^[23] 2019년까지 C₆₀⁺ 대역과 이들의 배정은 여러 그룹의 천문학자와^[24][25] 실험실 화학자들에 의해 확인되었다.^[26]

참고 항목

• 항성간 분자와 항성간 분자 목록

참조

외부 링크

• 우주생물학, 천문학, 우주비행 백과사전 등재
• 분산 성간 밴드 카탈로그