نطاقات بين النجوم منتشرة

تُعدّ نطاقات الامتصاص المنتشرة بين النجوم (DIBs) سمات امتصاصية تُرى في أطياف الأجرام الفلكية في مجرة ​​درب التبانة والمجرات الأخرى. وتنتج هذه النطاقات عن امتصاص الضوء بواسطة الوسط بين النجوم . وقد رُصد ما يقارب 500 نطاق حتى الآن، بأطوال موجية فوق بنفسجية ومرئية وتحت حمراء . ^{[ 1 ]}

لا يزال أصل معظم خطوط الانبعاث الضوئي المنتشرة (DIBs) مجهولاً، وتشير الاقتراحات الشائعة إلى الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات وجزيئات أخرى كبيرة تحتوي على الكربون . ^{[ 2 ] [ 3 ]} تم تحديد ناقل واحد فقط لخطوط الانبعاث الضوئي المنتشرة: وهو باكمنستر فوليرين المتأين (C60 ₊ ⁾ ، المسؤول عن العديد من خطوط الانبعاث الضوئي المنتشرة في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة. ^{[ 4 ]} ولا تزال نواقل معظم خطوط الانبعاث الضوئي المنتشرة غير معروفة.

يعتمد جزء كبير من العمل الفلكي على دراسة الأطياف - الضوء المنبعث من الأجرام السماوية بعد تشتيته باستخدام منشور أو، في الغالب، محزز حيود . يتكون الطيف النجمي النموذجي من طيف متصل ، يحتوي على خطوط امتصاص ، يُعزى كل منها إلى انتقال مستوى طاقة ذري معين في الغلاف الجوي للنجم.

تتأثر مظاهر جميع الأجرام السماوية بالانطفاء ، أي امتصاص وتشتت الفوتونات بواسطة الوسط بين النجوم . ومن الأمور ذات الصلة بخطوط الامتصاص المنتشرة (DIBs) الامتصاص بين النجوم، الذي يؤثر بشكل أساسي على الطيف بأكمله بطريقة متصلة، بدلاً من التسبب في خطوط امتصاص. مع ذلك، في عام 1922، رصدت عالمة الفلك ماري ليا هيغر ^{[ 5 ]} لأول مرة عددًا من خصائص الامتصاص الشبيهة بالخطوط والتي بدت ذات أصل بين النجوم.

تجلّت طبيعتها بين النجومية من خلال حقيقة أن قوة الامتصاص المرصود تتناسب تقريبًا مع الانطفاء، وأنه في الأجسام ذات السرعات الشعاعية المتباينة بشكل كبير ، لم تتأثر نطاقات الامتصاص بانزياح دوبلر ، مما يعني أن الامتصاص لم يكن يحدث داخل الجسم المعني أو حوله. ^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]} وقد صِيغَ مصطلح النطاق المنتشر بين النجوم، أو اختصارًا DIB، ليعكس حقيقة أن خصائص الامتصاص أوسع بكثير من خطوط الامتصاص العادية التي تُرى في الأطياف النجمية.

كانت أولى خطوط الامتصاص المنتشرة (DIBs) المرصودة عند أطوال موجية 578.0 و579.7  نانومتر (يتوافق الضوء المرئي مع نطاق أطوال موجية يتراوح بين 400 و700 نانومتر). كما رُصدت خطوط امتصاص منتشرة قوية أخرى عند 628.4 و661.4 و443.0  نانومتر. ويتميز خط الامتصاص المنتشر عند 443.0  نانومتر بعرضه الكبير الذي يبلغ حوالي 1.2  نانومتر، بينما يبلغ عرض خطوط الامتصاص النجمية الذاتية النموذجية 0.1  نانومتر أو أقل.

كشفت دراسات طيفية لاحقة ، أُجريت بدقة وحساسية طيفية أعلى، عن المزيد من خطوط الامتصاص المنتشرة بين النجوم (DIBs)؛ إذ احتوى فهرسها الصادر عام 1975 على 25 خطًا معروفًا، وبعد عقد من الزمن، تضاعف العدد المعروف أكثر من مرتين. نُشر أول مسح محدود بالكشف بواسطة بيتر جينيسكينز وخافيير ديزرت عام 1994 (انظر الشكل أعلاه)، ^{[ 9 ]} مما أدى إلى عقد المؤتمر الأول حول خطوط الامتصاص المنتشرة بين النجوم في جامعة كولورادو في بولدر في الفترة من 16 إلى 19 مايو 1994. واليوم، تم رصد ما يقارب 500 خط امتصاص من هذا النوع.

في السنوات الأخيرة، استُخدمت أجهزة قياس الطيف عالية الدقة للغاية على أقوى التلسكوبات في العالم لرصد وتحليل خطوط الامتصاص المنتشرة (DIBs). ^{[ 10 ]} أصبحت الدقة الطيفية البالغة 0.005  نانومتر إجراءً روتينيًا باستخدام أجهزة في مراصد مثل المرصد الأوروبي الجنوبي في سيرو بارانال ، تشيلي ، والمرصد الأنجلو-أسترالي في أستراليا ، وبهذه الدقة العالية، وُجد أن العديد من خطوط الامتصاص المنتشرة تحتوي على بنية فرعية كبيرة. ^{[ 11 ] [ 12 ]}

كانت المشكلة الكبرى في خطوط الامتصاص المنتشرة، والتي ظهرت منذ الملاحظات الأولى، هي أن أطوال موجاتها المركزية لم تتطابق مع أي خطوط طيفية معروفة لأي أيون أو جزيء ، وبالتالي لم يكن من الممكن تحديد المادة المسؤولة عن الامتصاص. ومع ازدياد عدد خطوط الامتصاص المنتشرة المعروفة، طُرح عدد كبير من النظريات، وأصبح تحديد طبيعة المادة الماصة (الحاملة) مشكلة حاسمة في الفيزياء الفلكية .

من أهم نتائج الرصد أن قوة معظم خطوط الانبعاث المنتشرة (DIBs) لا ترتبط ارتباطًا وثيقًا ببعضها البعض. وهذا يعني وجود العديد من العوامل الحاملة، وليس عاملًا واحدًا مسؤولًا عن جميع خطوط الانبعاث المنتشرة. ومن النتائج المهمة أيضًا أن قوة خطوط الانبعاث المنتشرة ترتبط ارتباطًا وثيقًا بامتصاص الضوء بين النجوم . وينتج امتصاص الضوء عن الغبار بين النجوم ، بينما من غير المرجح أن تكون حبيبات الغبار هي السبب في خطوط الانبعاث المنتشرة.

يدعم وجود البنية الفرعية في خطوط الامتصاص المنتشرة (DIBs) فكرة أنها ناتجة عن جزيئات. تنشأ البنية الفرعية من رؤوس النطاقات في محيط النطاق الدوراني ومن استبدال النظائر. في جزيء يحتوي، على سبيل المثال، على ثلاث ذرات كربون ، سيكون جزء من الكربون على شكل نظير الكربون-13 ، لذا فبينما تحتوي معظم الجزيئات على ثلاث ذرات كربون-12 ، سيحتوي بعضها على ذرتين من الكربون ^-12 وذرة واحدة من الكربون ^-13 ، ونسبة أقل بكثير تحتوي على ذرة واحدة من الكربون ^-12 وذرتين من الكربون ^-13 ، ونسبة ضئيلة جدًا تحتوي على ثلاث جزيئات من الكربون ^-13 . كل شكل من هذه الأشكال الجزيئية سيُنتج خط امتصاص عند طول موجي سكوني مختلف قليلاً.

يُعتقد أن الجزيئات المرشحة الأكثر ترجيحًا لإنتاج خطوط الامتصاص المنتشرة هي جزيئات كبيرة تحتوي على الكربون، وهي شائعة في الوسط بين النجوم. وتُعدّ الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات ، والجزيئات ذات السلاسل الكربونية الطويلة مثل البوليينات ، والفوليرينات، جميعها ذات أهمية محتملة. ^{[ 6 ] [ 13 ]} وتتعرض هذه الأنواع من الجزيئات لتعطيل سريع وفعال عند إثارتها بواسطة فوتون، مما يؤدي إلى توسيع خطوط الطيف وجعلها مستقرة بما يكفي للوجود في الوسط بين النجوم. ^{[ 14 ] [ 15 ]}

اعتبارًا من عام 2021الجزيء الوحيد المؤكد كونه ناقلاً لحزمة الامتصاص المنتشرة هو أيون البكمينستر فوليرين ، C60 ₊ ^. بعد فترة وجيزة من اكتشاف هاري كروتو للفوليرين في ثمانينيات القرن الماضي، اقترح أنه قد يكون ناقلاً لحزمة الامتصاص المنتشرة. ^{[ 16 ]} وأشار كروتو إلى أن الشكل المتأين C60 ₊ ^أكثر عرضة للبقاء في الوسط بين النجوم المنتشر. ^{[ 17 ] [ 16 ]} _{ومع ذلك، فإن عدم وجود طيف مختبري موثوق به لـ C60} ⁺ في الحالة الغازية جعل من الصعب اختبار هذا الاقتراح. ^{[ 18 ]}

في أوائل التسعينيات، تم الحصول على أطياف مختبرية لجزيء C60 ₊ ^عن طريق تضمينه في جليد صلب، مما أظهر حزمًا قوية في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة. في عام 1994، رصد برنارد فوينغ وباسكال إهرنفرويند حزمًا طيفية منتشرة جديدة بأطوال موجية قريبة من تلك الموجودة في الأطياف المختبرية، وجادلا بأن الاختلاف يعود إلى انزياح بين أطوال الموجات في الطور الغازي والطور الصلب. ^{[ 19 ]} ومع ذلك، فقد عارض باحثون آخرون، مثل بيتر جينيسكينز ، هذا الاستنتاج استنادًا إلى أسس طيفية ورصدية متعددة. ^{[ 20 ]}

في عام 2015، حصل فريق بقيادة جون ماير على طيف طور غازي مخبري لجزيء C60 ₊ ^. [ ^{21 ] وتطابقت} نتائجهم مع أطوال موجات النطاقات التي رصدها فوينغ وإهرنفرويند عام 1994. ^{[ 21 ]} وبعد ذلك بوقت قصير، تم اكتشاف ثلاثة نطاقات أضعف لجزيء C60 ₊ ^في أطياف بين النجوم، مما حلّ أحد الاعتراضات السابقة التي أثارها جينيسكينز. ^{[ 22 ]} وأثار باحثون آخرون اعتراضات جديدة، ^{[ 23 ]} ولكن بحلول عام 2019، تم تأكيد نطاقات C60 ₊ ^{وتحديدها} من قبل مجموعات متعددة من علماء الفلك ^{[ 24 ] [ 25 ]} وكيميائيي المختبرات. ^{[ 26 ]}

• قائمة الجزيئات بين النجوم والجزيئات المحيطة بالنجوم

• مدخل في موسوعة علم الأحياء الفلكي وعلم الفلك ورحلات الفضاء
• كتالوج نطاقات الفضاء بين النجوم المنتشر