拡散星間帯
観測された拡散星間帯の相対的な強度

拡散星間帯（DIB）は、天の川銀河やその他の銀河系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引き起こされます。現在までに、紫外線、可視光線、赤外線の波長域で約500個のDIB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はないか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バックミンスターフラーレン（C60 + ）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のキャリアは未だに特定されていません。

発見と歴史

多くの天文学的研究は、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、あるいはより一般的には回折格子を用いて天体から発せられる光を分散させたものです。典型的な恒星のスペクトルは、吸収線を含む連続スペクトルで構成されており、それぞれの吸収線は恒星の大気における 特定の原子エネルギー準位の遷移に起因します。

あらゆる天体の外観は、星間物質による光子の吸収と散乱である減光の影響を受けます。DIB（ディジタル・インパルス・ビーム）に関係するのは星間吸収です。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、天文学者のメアリー・リー・ヘーガー[ 5 ]は、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。

これらの星間の性質は、観測された吸収の強さがほぼ減光に比例していることと、視線速度が大きく異なる物体では吸収帯がドップラーシフト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中や周囲で発生していないことを意味しています。[ 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幅広いという事実を反映して名付けられました。

最初に観測されたDIBは、波長578.0ナノメートルと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）。他に強いDIBは、波長628.4ナノメートル、661.4ナノメートル、そして443.0ナノメートルにも観測されています。443.0ナノメートルのDIBは、特に幅が約1.2ナノメートルと広く、典型的な恒星の固有の吸収特性の幅は0.1ナノメートル以下です。

その後、より高いスペクトル分解能と感度を用いた分光学的研究により、より多くのDIBが発見されました。1975年のカタログには25個のDIBが収録されていましたが、10年後にはその数は2倍以上に増加しました。最初の検出限界調査は、ピーター・ジェニスケンスとザビエル・デザートによって1994年に発表されました（上図参照）。[ 9 ]これを受けて、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」に関する第1回会議が開催されました。現在までに約500個のDIBが検出されています。

近年、世界最高性能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る。[ 10 ]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では、0.005 nmのスペクトル分解能が現在では日常的に実現されており、このような高解像度では、多くのDIBにかなりの部分構造が含まれていることが分かっている。[ 11 ] [ 12 ]

キャリアの性質

DIBの大きな問題は、初期の観測から明らかでしたが、その中心波長が既知のイオンや分子のスペクトル線と一致しないため、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、多くの理論が提唱され、吸収物質（「キャリア」）の性質を特定することが天体物理学における重要な課題となりました。

重要な観測結果の一つは、ほとんどのDIBの強度が互いに強い相関を示さないことです。これは、すべてのDIBの原因が1つのキャリアではなく、複数のキャリアである必要があることを意味します。また、DIBの強度が星間減光と広く相関していることも重要です。減光は星間塵によって引き起こされますが、DIBは塵粒子によって引き起こされる可能性は低いと考えられます。

DIBにおけるサブ構造の存在は、DIBが分子によって引き起こされるという考えを裏付けています。サブ構造は、回転バンド輪郭におけるバンドヘッドと同位体置換によって生じます。例えば、3つの炭素原子を含む分子では、炭素の一部は炭素13同位体の形態をとります。そのため、ほとんどの分子は3つの炭素12原子を含みますが、一部の分子は2つの12 C原子と1つの13 C原子を含み、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、星間物質に広く存在する巨大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、フラーレンなどは、いずれも潜在的に重要な分子です。[ 6 ] [ 13 ]これらのタイプの分子は、光子励起によって迅速かつ効率的に不活性化し、スペクトル線を広げるとともに、星間物質中で存在できるほど安定します。[ 14 ] [ 15 ]

C 60 +のキャリアとしての同定

2021年現在、DIBキャリアとして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であるC 60 +です。ハリー・クロトは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 ]クロトは、イオン化されたC 60 +の方が拡散した星間物質中で残存す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不足していたため、この提案を検証することは困難でした。[ 18 ]

1990年代初頭、C 60 +分子を固体氷に埋め込むことで、近赤外線に強い吸収帯を持つ実験室スペクトルが得られました。1994年、バーナード・フォーイングとパスカル・エーレンフロイントは、実験室スペクトルの波長に近い波長を持つ新たなDIBを検出し、その違いは気相と固相の波長のずれによるものだと主張しました。[ 19 ]しかし、この結論は、ピーター・ジェニスケンスなどの他の研究者によって、分光学的および観測的な複数の根拠から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年にフォー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 ]その後まもなく、星間スペクトルでC 60 +の3つの弱いバンドが発見され、ジェニスケンスによって提起された以前の異議の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によって確認されました[ 24 ] [ 25 ]および実験室化学者。[ 26 ]

参照

参考文献

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