Faixas interestelares difusas - Diffuse interstellar bands
Bandas interestelares difusas (DIBs) são características de absorção vistas nos espectros de objetos astronômicos na Via Láctea e em outras galáxias. Eles são causados pela absorção de luz pelo meio interestelar . Cerca de 500 bandas já foram vistas, em comprimentos de onda ultravioleta , visível e infravermelho .
A origem da maioria dos DIBs permanece desconhecida, com sugestões comuns sendo hidrocarbonetos aromáticos policíclicos e outras grandes moléculas portadoras de carbono . Apenas um portador DIB foi identificado: buckminsterfullereno ionizado (C 60 + ), que é responsável por vários DIBs no infravermelho próximo. Os portadores da maioria dos DIBs permanecem não identificados.
Descoberta e história
Grande parte do trabalho astronômico se baseia no estudo de espectros - a luz de objetos astronômicos dispersos usando um prisma ou, mais comumente, uma rede de difração . Um espectro estelar típico consistirá em um continuum , contendo linhas de absorção , cada uma das quais é atribuída a uma transição de nível de energia atômica particular na atmosfera da estrela.
A aparência de todos os objetos astronômicos é afetada pela extinção , a absorção e a dispersão dos fótons pelo meio interestelar . Relevante para DIBs é a absorção interestelar, que afeta predominantemente todo o espectro de forma contínua, ao invés de causar linhas de absorção. Em 1922, porém, a astrônoma Mary Lea Heger observou pela primeira vez uma série de características de absorção semelhantes a linhas que pareciam ser de origem interestelar.
Sua natureza interestelar foi demonstrada pelo fato de que a força da absorção observada foi aproximadamente proporcional à extinção, e que em objetos com velocidades radiais muito diferentes, as bandas de absorção não foram afetadas pelo deslocamento Doppler , implicando que a absorção não estava ocorrendo em ou em torno do objeto em questão. O nome Diffuse Interestellar Band, ou DIB para abreviar, foi cunhado para refletir o fato de que as características de absorção são muito mais amplas do que as linhas de absorção normais vistas em espectros estelares.
Os primeiros DIBs observados foram aqueles nos comprimentos de onda de 578,0 e 579,7 nanômetros (a luz visível corresponde a uma faixa de comprimento de onda de 400 - 700 nanômetros). Outros DIBs fortes são vistos em 628,4, 661,4 e 443,0 nm. O DIB de 443,0 nm é particularmente amplo em cerca de 1,2 nm - as características típicas de absorção estelar intrínseca são 0,1 nm ou menos.
Mais tarde espectroscópicas estudos com maior resolução espectral e sensibilidade revelada mais e mais DIBs; um catálogo deles em 1975 continha 25 DIBs conhecidos e, uma década depois, o número conhecido mais que dobrou. A primeira pesquisa de detecção limitada foi publicada por Peter Jenniskens e Xavier Desert em 1994 (veja a Figura acima), que levou à primeira conferência sobre as bandas interestelares difusas na Universidade do Colorado em Boulder em 16-19 de maio de 1994. Hoje, por volta de 500 foram detectados.
Nos últimos anos, espectrógrafos de altíssima resolução nos telescópios mais poderosos do mundo têm sido usados para observar e analisar DIBs. Resoluções espectrais de 0,005 nm agora são rotineiras usando instrumentos em observatórios como o Observatório Europeu do Sul em Cerro Paranal , Chile , e o Observatório Anglo-Australiano na Austrália , e nessas altas resoluções, muitos DIBs contêm subestruturas consideráveis.
A natureza das operadoras
O grande problema com os DIBs, aparente desde as primeiras observações, era que seus comprimentos de onda centrais não correspondiam a nenhuma linha espectral conhecida de nenhum íon ou molécula e, portanto, o material responsável pela absorção não podia ser identificado. Um grande número de teorias foi avançado conforme o número de DIBs conhecidos crescia, e determinar a natureza do material absorvente (o 'portador') tornou-se um problema crucial na astrofísica .
Um resultado observacional importante é que as forças da maioria dos DIBs não estão fortemente correlacionadas entre si. Isso significa que deve haver muitas operadoras, ao invés de uma operadora responsável por todos os DIBs. Também significativo é que a força dos DIBs está amplamente correlacionada com a extinção interestelar . A extinção é causada pela poeira interestelar ; no entanto, os DIBs provavelmente não são causados por grãos de poeira.
A existência de subestruturas em DIBs apóia a ideia de que eles são causados por moléculas. A subestrutura resulta de cabeças de banda no contorno da banda de rotação e da substituição de isótopos. Em uma molécula contendo, digamos, três átomos de carbono, parte do carbono estará na forma do isótopo carbono-13 , de modo que, embora a maioria das moléculas contenha três átomos de carbono-12 , algumas conterão dois átomos de 12 C e um 13 O átomo de C, muito menos conterá um 12 C e dois 13 C, e uma fração muito pequena conterá três moléculas de 13 C. Cada uma dessas formas da molécula criará uma linha de absorção em um comprimento de onda de repouso ligeiramente diferente.
Acredita-se que as moléculas candidatas mais prováveis para a produção de DIBs sejam grandes moléculas portadoras de carbono, comuns no meio interestelar. Hidrocarbonetos aromáticos policíclicos , moléculas de cadeia de carbono longa, como polinas e fulerenos, são todos potencialmente importantes. Esses tipos de moléculas experimentam uma desativação rápida e eficiente quando excitadas por um fóton, o que amplia as linhas espectrais e as torna estáveis o suficiente para existir no meio interestelar.
Identificação de C 60 + como portador
Em 2021, a única molécula confirmada como portadora de DIB era o íon buckminsterfullereno , C 60 + . Logo depois que Harry Kroto descobriu os fulerenos na década de 1980, ele propôs que eles pudessem ser portadores de DIB. Kroto apontou que a forma ionizada C 60 + tinha maior probabilidade de sobreviver no meio interestelar difuso. No entanto, a falta de um espectro de laboratório confiável de C 60 + em fase gasosa tornou esta proposta difícil de testar.
No início da década de 1990, os espectros de laboratório do C 60 + foram obtidos incorporando a molécula em gelos sólidos, que apresentavam bandas fortes no infravermelho próximo. Em 1994, Bernard Foing e Pascale Ehrenfreund detectaram novos DIBs com comprimentos de onda próximos aos do espectro de laboratório e argumentaram que a diferença era devido a um deslocamento entre os comprimentos de onda da fase gasosa e da fase sólida. No entanto, essa conclusão foi contestada por outros pesquisadores, como Peter Jenniskens , em vários campos espectroscópicos e observacionais.
Um espectro de fase gasosa de laboratório de C 60 + foi obtido em 2015 por um grupo liderado por John Maier . Seus resultados corresponderam aos comprimentos de onda de banda que foram observados por Foing e Ehrenfreund em 1994. Três bandas mais fracas de C 60 + foram encontradas em espectros interestelares logo depois, resolvendo uma das objeções anteriores levantadas por Jenniskens. Novas objeções foram levantadas por outros pesquisadores, mas em 2019 as bandas C 60 + e sua atribuição foram confirmadas por vários grupos de astrônomos e químicos de laboratório.