Bandas interestelares difusas

Las bandas interestelares difusas (BID) son características de absorción que se observan en los espectros de los objetos astronómicos de la Vía Láctea y otras galaxias. Son causadas por la absorción de luz por el medio interestelar . Se han observado alrededor de 500 bandas en longitudes de onda ultravioleta , visible e infrarrojas . ^[1]

El origen de la mayoría de los DIB sigue siendo desconocido, y las sugerencias más comunes son los hidrocarburos aromáticos policíclicos y otras moléculas grandes que contienen carbono . ^{[2] [3]} Solo se ha identificado un portador de DIB: el buckminsterfullereno ionizado (C ₆₀ ⁺ ), que es responsable de varios DIB en el infrarrojo cercano. ^[4] Los portadores de la mayoría de los DIB siguen sin identificar.

Gran parte del trabajo astronómico se basa en el estudio de los espectros : la luz de los objetos astronómicos dispersada mediante un prisma o, más habitualmente, una rejilla de difracción . Un espectro estelar típico constará de un continuo , que contiene líneas de absorción , cada una de las cuales se atribuye a una transición particular de nivel de energía atómica en la atmósfera de la estrella.

La apariencia de todos los objetos astronómicos se ve afectada por la extinción , la absorción y dispersión de fotones por el medio interestelar . Un aspecto relevante para los DIB es la absorción interestelar, que afecta predominantemente a todo el espectro de forma continua, en lugar de causar líneas de absorción. Sin embargo, en 1922, la astrónoma Mary Lea Heger ^[5] observó por primera vez una serie de características de absorción en forma de líneas que parecían ser de origen interestelar.

Su naturaleza interestelar quedó demostrada por el hecho de que la fuerza de la absorción observada era aproximadamente proporcional a la extinción, y que en objetos con velocidades radiales muy diferentes las bandas de absorción no se veían afectadas por el desplazamiento Doppler , lo que implicaba que la absorción no estaba ocurriendo en el objeto en cuestión o alrededor de él. ^{[6] [7] [8]} El nombre de banda interestelar difusa, o DIB para abreviar, se acuñó para reflejar el hecho de que las características de absorción son mucho más amplias que las líneas de absorción normales que se ven en los espectros estelares.

Los primeros DIB observados fueron aquellos en longitudes de onda de 578,0 y 579,7 nanómetros (la luz visible corresponde a un rango de longitud de onda de 400 a 700 nanómetros). Otros DIB fuertes se observan en 628,4, 661,4 y 443,0 nm. El DIB de 443,0 nm es particularmente amplio, con un diámetro de aproximadamente 1,2 nm; las características típicas de absorción estelar intrínsecas son de 0,1 nm o menos de diámetro.

Estudios espectroscópicos posteriores con mayor resolución espectral y sensibilidad revelaron cada vez más DIB; un catálogo de ellos en 1975 contenía 25 DIB conocidos, y una década después el número conocido se había más que duplicado. El primer estudio de detección limitada fue publicado por Peter Jenniskens y Xavier Desert en 1994 (ver Figura arriba), ^[9] lo que condujo a la primera conferencia sobre las Bandas Interestelares Difusas en la Universidad de Colorado en Boulder del 16 al 19 de mayo de 1994. Hoy en día se han detectado alrededor de 500.

En los últimos años, se han utilizado espectrógrafos de muy alta resolución en los telescopios más potentes del mundo para observar y analizar los DIB. ^[10] Las resoluciones espectrales de 0,005 nm son ahora rutinarias utilizando instrumentos en observatorios como el Observatorio Europeo Austral en Cerro Paranal , Chile , y el Observatorio Anglo-Australiano en Australia , y en estas altas resoluciones, se ha descubierto que muchos DIB contienen una subestructura considerable. ^{[11] [12]}

El gran problema de los DIB, evidente desde las primeras observaciones, era que sus longitudes de onda centrales no se correspondían con ninguna línea espectral conocida de ningún ion o molécula , por lo que no se podía identificar el material responsable de la absorción. A medida que crecía el número de DIB conocidos, se propusieron numerosas teorías y determinar la naturaleza del material absorbente (el "portador") se convirtió en un problema crucial en astrofísica .

Un resultado observacional importante es que las intensidades de la mayoría de los DIB no están fuertemente correlacionadas entre sí. Esto significa que debe haber muchos portadores, en lugar de un portador responsable de todos los DIB. También es significativo que la intensidad de los DIB esté ampliamente correlacionada con la extinción interestelar . La extinción es causada por el polvo interestelar ; sin embargo, no es probable que los DIB sean causados ​​por granos de polvo.

La existencia de subestructura en los DIB apoya la idea de que son causados ​​por moléculas. La subestructura resulta de las cabezas de banda en el contorno de banda rotacional y de la sustitución de isótopos. En una molécula que contiene, digamos, tres átomos de carbono , parte del carbono estará en forma del isótopo carbono-13 , de modo que mientras que la mayoría de las moléculas contendrán tres átomos de carbono-12 , algunas contendrán dos átomos ^{de 12} C y un átomo ^{de 13} C, mucho menos contendrán un ¹² C y dos ¹³ C, y una fracción muy pequeña contendrá tres moléculas de ¹³ C. Cada una de estas formas de la molécula creará una línea de absorción en una longitud de onda en reposo ligeramente diferente.

Se cree que las moléculas candidatas más probables para producir DIB son las moléculas grandes que contienen carbono, que son comunes en el medio interestelar. Los hidrocarburos aromáticos policíclicos , las moléculas de cadena larga de carbono como los poliinos y los fulerenos son todos potencialmente importantes. ^{[6] [13]} Estos tipos de moléculas experimentan una desactivación rápida y eficiente cuando son excitadas por un fotón, lo que amplía las líneas espectrales y las hace lo suficientemente estables para existir en el medio interestelar. ^{[14] [15]}

A partir de 2021, ^[actualizar]la única molécula confirmada como portadora de DIB es el ion buckminsterfullereno , C ₆₀ ⁺ . Poco después de que Harry Kroto descubriera los fulerenos en la década de 1980, propuso que podrían ser portadores de DIB. ^[16] Kroto señaló que la forma ionizada C ₆₀ ⁺ tenía más probabilidades de sobrevivir en el medio interestelar difuso. ^{[17] [16] Sin embargo, la falta de un espectro de laboratorio confiable de C} ₆₀ ⁺ en fase gaseosa hizo que esta propuesta fuera difícil de probar. ^[18]

A principios de los años 1990, se obtuvieron espectros de laboratorio de C ₆₀ ^{+ mediante la inclusión de la molécula en hielo sólido, que mostraban fuertes bandas en el infrarrojo cercano. En 1994,} Bernard Foing y Pascale Ehrenfreund detectaron nuevos DIB con longitudes de onda cercanas a las de los espectros de laboratorio, y argumentaron que la diferencia se debía a un desfase entre las longitudes de onda de la fase gaseosa y la fase sólida. ^[19] Sin embargo, esta conclusión fue cuestionada por otros investigadores, como Peter Jenniskens , sobre múltiples bases espectroscópicas y observacionales. ^[20]

En 2015, un grupo dirigido por John Maier obtuvo un espectro de fase gaseosa de laboratorio de C ₆₀ ^{+ . [21]} Sus resultados coincidieron con las longitudes de onda de las bandas que habían observado Foing y Ehrenfreund en 1994. ^[21] Poco después se encontraron tres bandas más débiles de C ₆₀ ^{+ en los espectros interestelares, lo que resolvió una de las objeciones anteriores planteadas por Jenniskens. [22]} Otros investigadores plantearon nuevas objeciones, ^[23] pero en 2019 las bandas de C ₆₀ ⁺ y su asignación habían sido confirmadas por varios grupos de astrónomos ^{[24] [25]} y químicos de laboratorio. ^[26]

• Lista de moléculas interestelares y circunestelares

• Entrada en la Enciclopedia de Astrobiología, Astronomía y Vuelos Espaciales
• Catálogo de bandas interestelares difusas