Importance capitale de l'astronomie spatiale Exotic Physics of Interstellar Media - Alain Omont
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Importance capitale de l’astronomie spatiale
Exotic Physics of Interstellar Media
Alain Omont
IAP : CNRS et Université Pierre et Marie Curie
omont@iap.fr
L’astronomie spatiale : une nouvelle fenêtre sur l’Univers
Atmosphère terrestre : protectrice pour la biosphère
mais lourd handicap pour l’astronomie
Elle bloque une grande partie de l’information sur l’Univers véhiculée
par le rayonnement électromagnétique (sauf visible et radio):
UV, X, γ, IR (~1-1000 µm)
De plus :
Sérieuse déformation des images par la turbulence atmosphérique
Emission thermique de l’atmosphère dans les domaines IR et submm
Blocage partiel des rayons cosmiques
IRAS 1982 HST 1990 - 2015 Voyager 1978 Einstein 1979
Spitzer 2002 ISO 1995 SOHO Cassini-Huyghens 1997-2005
Espace : Observatoires/Sondes ESA + NASA
Planck XMM-Newton Gaia
Gaia 2013-2020 Rosetta 2 Herschel
2009-12 1999-2014 004-2014 2009-13 2009-2013
M. Harwit Astrophysical Conepts 1980 1980-2011
44 Matière noire 45 Molécules interst. 46 Pulsar binaire/Rel.générale
47 Disques planétaires 48 Oscillations solaires/stellaires
49 Grandes structures 50 Inflation 51 Lentilles gravitationnelles
52 Neutrinos : solaires/supernova 53 Trous noirs : stellaires/ Voie Lactée
54 Rayons cosmiques/gamma haute énergie 55 Naines brunes
56 Anisotropie du rayonnement cosmologique 57 Exo-planètes
58 Energie noire 59 Univers plat 60 Exo-planètes rocheuses
Fantastique accélération des découvertes
45/60 des plus importantes
découvertes astronomiques
ont eu lieu après 1900
M. Harwit Cosmic Discovery 1980
1900 1980 2011
L’astronomie spatiale : une nouvelle fenêtre sur l’Univers
Infrared space observations
Earth atmosphere blocks most of IR wavelengths from 2.5 to 800µm
Space IR observations have proved capital
Rockett flights 1970s
IRAS first sky survey 12, 25, 60 and 100 µm in the 1980s
Revelation of the IR sky: proto-stars, circumstellar shelles, star
formation in galaxies; very luminous IR galaxies: all UV energy of
young stars processed into IR by dust absorption
Much more sensitive studies with IR space observatories
ISO late 1990s
Spitzer 2000s
Herschel 2009-2013
(plus Akari and WISE shallow sky survey 2005-2010)
All IR missions had IR spectrometry capabilities
dust features (10µm silicate), PAH bands 6-12µm, discovery of
interstellar C60, etc. etc.
IRAS 1982 HST 1990 - 2015 Voyager 1978 Einstein 1979
Spitzer 2002 ISO 1995 SOHO Cassini-Huyghens 1997-2005
Espace : Observatoires/Sondes ESA + NASA
Planck XMM-Newton Gaia
Gaia 2013-2020 Rosetta 2 Herschel
2009-12 1999-2014 004-2014 2009-13 2009-2013
L’astronomie spatiale : une nouvelle fenêtre sur l’Univers
Astronomie des rayons X
Energies élevées ; gaz très chaud ~106 K
Optique difficile mais possible
Fusées années 1950-1960s. 1er satellite années 1970s
Fonds de ciel X : omniprésent
Etoiles X : Soleil, jeunes étoiles T Tauri, etc.
Etoiles binaires serrées d’objets compacts : découverte des trous noirs
Amas de galaxies : énormes masses de gaz très chaud
Noyaux actifs de galaxies
Etudes plus poussées des différentes sources ; satellites ; années 1980-1990s
Spectroscopie X
~2000-2015 grands observatoires X: Chandra (NASA), XMM-Newton (ESA)
Observations courantes en X comme pour les autres λ
Etudes systématiques de ces sources variées
Athena ~2030 ESA Sensibilité et domaine spectral accrus
L’astronomie spatiale : une nouvelle fenêtre sur l’Univers
Rayons γ
Optique difficile
Techniques de physique des particules
Fusées
(Satellites militaires) sursauts γ
Série de satellites : COS-B, GRO …
Raie à 512 keV (positrons), etc.
INTEGRAL : Observatoire spatial
Centre Galactique
λ des sursauts γ
SWIFT études multi-λ
FERMI-LAT
Sensibilité. Multi-source
L’astronomie spatiale : une nouvelle fenêtre sur l’Univers
Rayons Cosmiques
Noyaux atomiques H+, He++, etc. Plus e- etc.
Découverte en ballon en 1910
Années 1970-1980s études sur satellite des rayons cosmiques mous
absorbés par l’atmosphère
Compréhension du rôle des RC, de leur propagation (guidée par le
Champ magnétique) et origine (restes de supernova
Mais les RC plus énergétiques peuvent être étudiés du sol (Auger)
L’astronomie spatiale : une nouvelle fenêtre sur l’Univers
L’astronomie a été un des principaux bénéficiaires de la conquête spatiale
dans les 50 dernières années .
Années 1960-70 : Balbutiements observationnels spatiaux avec les fusées
(découverte des sources X et des trous noirs ; des galaxies IR …)
Années 1970-1985 : premiers télescopes sur satellites : tous λ
Depuis 1990 : grands observatoires spatiaux : tous λ
missions dédiées : relevés du ciel, rayonnement cosmologique, énergie noire,
exo-planètes…
En parallèle, l’astronomie a grandement bénéficié des études spatiales du Soleil
et de l’exploration du Système Solaire pour comprendre la formation
et l’évolution des systèmes planétaires, la connexion des météorites et des
comètes avec l’astrophysique, etc.Exploration directe de tout le Système Solaire
par sondes spatiales
Lune : Apollo (1969)
Mars : multiples missions : fabuleuses images, analyses in situ
Autres planètes et satellites Saturne/Titan (2005)
Noyaux de comètes et astéroïdes : analyses in situ et retour
d’échantillonsMars Rovers (NASA)
2004-2012http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/mult
imedia/gallery/gallery-index.html
Anneaux et lunes de Saturne Dione et Titan
Point chaud au
Hyperion Pole Nord de Saturne
Hyperion
Cassini-
Surface glacée de Dione
Huyghens
Paysages de TitanSurvol du noyau d’une comète
et retour d’échantillons
Stardust Spacecraft
• Capture d’un échantillon de particules dans
la queue de la Comète Wild 2, Tempel 1 en
2004
• Renvoi réussi dans une capsule jusqu’à la
Terre
Sonde Rosetta de l’ESA
• Mise en orbite autour de la Comète lointaine
67P/Churyumov-Gerasimenko en 2014
• Petit atterrisseur sondages et analyses
• Accompagnement de la comète pendant 2
ans jusqu’au SoleilPrincipaux acteurs NASA and ESA (European Space Agency) plus Japon (JAXA) + Russie (soviétique), Allemagne, France… Chine
NASA
Enorme impact initial d’Apollo (1969)
Forte synergie militaire
Domine la scène astronomique spatiale avant 1990
Quatre ‘Grands Observatoires Spatiaux’
Décidés dans les années 1980 pour répondre aux grandes questions
sur l’Univers, son origine, sa constitution, son histoire et celles des astres
Astres et phénomènes extrêmes, cosmologie, nouvelle physique
HST (Hubble Space Telescope) : visible et UV (20% ESA)
GRO (Gamma Ray Observatory) : rayons γ
Chandra : observatoire/télescope de rayons X
Spitzer : observatoire/télescope infrarouge
Trois sont encore en service (partiellement pour Spitzer)Acteurs NASA HST (Hubble Space Telescope) De loin le plus connu, productif et coûteux des Grands Observatoires Spatiaux Particularité d’avoir pu être réparé/amélioré plusieurs fois grâce à des visites d’astronomes avec la Navette Spatiale Enorme impact scientifique et référence dans tous les domaines (galaxies, nébuleuses, etc.) grâce à la qualité des images et la sensibilité (plus fonctionnement dans l’UV et l’IR assez proches) Partie du temps consacrée à des grands programmes, en particulier petits champs ‘profonds’ (observés avec une sensibilité record ) recensement quasi-complet de toutes les galaxies à distances cosmologiques Communication avec le grand public (écoles etc.) extrêmement réussie
Nous sommes capables depuis quelques années de détecter des galaxies très lointaines dans l’espace et le temps (plus de dix milliards d’années) et d’observer ainsi directement les principales phases de formation d’étoiles dans des galaxies analogues à la Voie Lactée, en particulier les violentes flambées initiales Hubble Ultra Deep Field
Hélice
V838… Œil-de-Chat
Nébuleuses« planétaires »
Lion Givré Nébuleuse de l’OeufNGC 6302
NGC7027 IC418
Rectangle RougeSupernova 1987A
Grand Nuage de Magellan (167 000 année-lumière)
Explosion/disparition d’une supergéante bleue
Détections de quelques neutrinos
Etude détaillée à toutes les longueurs d’onde
Echos optiques
Supernova 2014J
janvier-février 2014 !
dans la galaxie M82
11millions an-lumière
dans la Grande OurseActeurs NASA Grands Observatoires
HST (Hubble Space Telescope)
Successeur : JWST
Beaucoup plus grand télescope : HST 2.40m ; JWST ~6m
Fonctionnement principal dans l’infrarouge
Objectif principal jeunes galaxies à très grand redshift, galaxies en formation
et bien d’autres choses
Difficultés titanesques : miroir déployable
Dérapage des coûts > $5 milliards hésitations passées sur son achèvementActeurs NASA Grands Observatoires
Chandra (avec XMM-Newton de l’ESA)
A été l’instrument de la maturité de l’astronomie X
Observatoire de référence très recherché
Champs profonds de référence
Spitzer infrarouge
Retardé, a bénéficié de l’amélioration des détecteurs infrarouge après
ISO de l’ESA
A fonctionné remarquablement de 3.5 à 24 µm (moins bien à 70-160 µm
Grands programmes : relevés systématiques de surfaces, régions et
profondeur variées
Objets très variés ; galaxies (infrarouge, à grand redshift etc.)
formation d’étoiles exo-planètes
Il a arrèté de fonctionner à λ > 5µm après épuisement de l’hélium liquideActeurs NASA
Programme de petites missions de la NASA
~$150-500
Environ une par an en combinant astrophysiqueet Système Solaire
Grand succès
Exemples :
COBE et WMAP sur le rayonnement cosmologique : spectre
et fluctuations
WISE relevé du ciel infrarouge
SWIFT (sursauts γ multi-λ
λ) et FERMI-LAT (γγ)Agence Spatiale Européenne ESA Association de tous les pays européens majeurs Astrophysique forte priorité : programme scientifique ‘obligatoire’ très cohérent et respecté Pierres angulaires 1990-2010 (0.5-1 Milliard Euros) SOHO Soleil UV etc. Cluster Milieu interplanétaire relations Soleil-Terre ISO Observatoire infrarouge spatial XMM-LSS Observatoire X spatial Herschel Observatoire submillimétrique spatial
IRAS 1982 HST 1990 - 2015 Voyager 1978 Einstein 1979
Spitzer 2002 ISO 1995 SOHO Cassini-Huyghens 1997-2005
Espace : Observatoires/Sondes ESA + NASA
Planck XMM-Newton Gaia
Gaia 2013-2020 Rosetta 2 Herschel
2009-12 1999-2014 004-2014 2009-13 2009-2013Agence Spatiale Européenne ESA Association de tous les pays européens majeurs Astrophysique forte priorité : programme scientifique ‘obligatoire’ très cohérent et respecté Pierres angulaires 1990-2010 (0.5-1 Milliard Euros) SOHO Soleil UV etc. Cluster Milieu interplanétaire relations Soleil-Terre ISO Observatoire infrarouge spatial XMM-LSS Observatoire X spatial ROSETTA Herschel Observatoire submillimétrique spatial Plus nombreuses autres missions : Mars Venus Saturne et Titan Integral (γγ) Planck rayonnement cosmologique Participation à HST, Cassini (Saturne-Titan) Etc.
Quelles découvertes pour le 21ème Siècle ?
- 1. Sur les rails 20 prochaines années :
- Meilleurs paramètres cosmologiques: Euclid
- Détection des premières générations de galaxies et d’étoiles de l’Univers : JWST
- Arpentage (et histoire) de la Voie Lactée (GAIA)
- Détection d’ondes gravitationnelles ; fusion de trous noirs massifs : LISA
et autres corps compacts ; ondes gravitationnelles primordiales (inflation)
- Premières exo-planètes terrestres : Plato, etc.
- Echantillons de comète matière pré-biotique
- Echantillons martiens Vie ou non sur MarsATHENA
Grande mission spatiale
décidée par l’ESA
pour la fin des années 2020
Grand télescope X
Environnement des trous noirs
Gaz chaud des amas de galaxies
Etc.Exotic Physics of Interstellar Media
(especially cold phases)
Very dilute (~1 atom/cm3). Several phases (10-3 -10+5 cm-3)
Atomic UV(+visible) lines, radio, 21cm H line
Molecular. Chemistry Millimeter-radio (+γ)
Dust and carbonaceous particles (PAHs, fullerenes, etc.)
infrared (+ UV, radio, visible [DIBs])
Star formation. Planetary disks infrared, mm-radio)
Ionized warm visible, radio
hot X raysExotic Physics of Interstellar Media (especially cold phases)
Extremely Dilute Gaz (H+He+traces)
~1 atom/cm3 Total mass ~1010 Msun ~ 1/10 MMilkyWay
Several phases (10-3 -10+5 cm-3)
Atomic 10-100 cm-3 ~MT/2 UV(+visible) lines, radio, 21cm H line
Molecular 103-105 cm-3 ~MT/2 Millimeter-radio (+γ)
Ionized warm ~0.1 cm-3 large volume visible, radio
Ionized hot(coronal) 10-3–10- 3cm-3 most of the volume +halo Xrays
‘Cosmic’ abundances
Mass: H ~75% He ~23% Others(O,C,N,Ne,Mg,Si,Fe,etc.) ~2%
Number: H~90% He~8% O,C~4-6 10-4 Mg,Si,Fe a few 10-5
Dust: ~1% in mass: most Si, Mg, Fe, significant part of O & CExotic Physics of Interstellar Media (especially cold phases)
Extremely Dilute Gaz
~1 atom/cm3 Total mass ~1010 Msun ~ 1/10 MMilkyWay
Several phases (10-3 -10+5 cm-3)
Atomic 10-100 cm-3 ~MT/2 UV(+visible) lines, radio, 21cm H line
Molecular 103-105 cm-3 ~MT/2 Millimeter-radio (+γ)
Ionized warm ~0.1 cm-3 large volume visible, radio
Ionized hot(coronal) 10-3–10- 3cm-3 most of the volume +halo Xrays
Rough pressure equilibrium nxT ~ constant
(except dense molecular clouds)Infrarouge (poussières transparentes) Visible poussières opaques zones proches
Forme exacte Etoiles géantes rouges
Rayons gamma
Nuages moléculaires + rayons cosmiques Notre Galaxie La Voie Lactée
Galaxies semblables
Millimétrique Planck
Poussière + hydrogène atomiqueImages brutes du ciel dans les 9 bandes de fréquence de Planck
M51 M 100 M 33 Galaxies
Spirales
M 81
M 33
Andromède
Andromède M 31
AndromèdeAntennes Galaxies en interaction
M 82
Naine du Sagittaire
Naine du Grand ChienCygnus A
Radiogalaxie géante Fornax
Radiogalaxies géantes
Trou noir > 1 milliard M-soleil
Jets > 500 000 années-lumière
Energie du jet proche de MTNc²
Embrase tout le halo galactique
Physique difficile : rotation TN
+ MHD ultra-relativiste
Fornax A Centaurus AExotic Physics of Interstellar Media (especially cold phases)
Atomic Interstellar Gas
Normal ‘diffuse’ interstellar gas: ~10-100 cm-3 ~10-100 K
Discovery of the interstellar gas about a century ago through
visible absorption lines of Na, Ca+, etc. (plus dust continnuum absorption)
Mostly studied through 21cm (1.42GHz) radio line of H (since 1950s)
Milky Way and all galaxies SKA huge project
Detailed studies with UV lines (1970s-1990s): H, atoms, H2, CO…
Molecules CN, CH+ etc. visible 1940
Many molecules mm/submm (Herschel Space Observatory 2010)
ALMA 2013-Exotic Physics of Interstellar Media (especially cold phases)
Atomic Interstellar Gas
Interesting physics
21cm radio line of H (since 1950s)
Hyperfine excitation of the 21cm levels is still a problem diagnostic
Spin exchange collisions; Lyman-alpha absorption…
Dust continnuum absorption
Composition; size; polarization; processing
Detailed studies with UV lines (1970s-1990s): H2, CO, etc.
UV molecular lines hardly disentangled
Molecules (UV, visible) mm/submm (Herschel Space Observatory)
- Interstellar chemistry of diffuse clouds still lively
Cosmic rays, UV, ionic and radical reactions
- CH+ overabundance has been a problem for 50yr – turbulence heatingExotic Physics of Interstellar Media (especially cold phases)
Atomic Interstellar Gas
Normal ‘diffuse’ interstellar gas: ~10-100 cm-3
Discovery of the interstellar gas about a century ago through
visible absorption lines of Na, Ca+, etc. (plus dust continnuum absorption)
Mostly studied through 21cm radio line of H (since 1950s)
Detailed studies with UV lines (1970s-1990s): H, atoms, H2, CO, etc.
Molecules CN, CH+ etc. visible, mm/submm (Herschel)
Open questions
Dust: composition; formation/destruction; polarization
Diffuse Interstellar Bands (DIBs)
Anomalous radio emission (~30 GHz)
Physics of pre-planetary circumstellar disksExotic Physics of Interstellar Media (especially cold phases)
Molecular Dense Gas
10+3 -10+5 cm-3 100K) mostly H (+He)
10-30 K ( 2
Dust (+self-)shielded from UV but Cosmic Rays penetrate
(Giant) Molecular Clouds ~self-gravitating star formation
Millimeter-radio observations
CO (+ isotopologues 13CO, C18O) best but difficult tracer of H2
Density (HCN), temperature tracers, etc.
~200 interstellar molecules detected
Interstellar Chemistry
Not only various MW sources: dense clouds, photodissociation regions (UV),
hot cores, molecular beams, pre-planetary disks, circumstellar shells
But other galaxies: nearby or very distant (high redshift)
Main target for ALMA (Chile, 2013-)IRAM Plateau de Bure
ALMA
ALMA image of
a strongly lensed
Submm galaxy
H2O at z=2-4
Omont et al. 2013Molecular Dense Gas
Interstellar Chemistry
Interstellar conditions have no equivalent in laboratory
Many interstellar molecules are very exotic/unstable: ions,
radicals, isomers: e.g. HCO+, C4H, HNC
Very peculiar (cold) chemistry:
Gas phase
- dominated by ion and radical reactions
- initiated by Cosmic Ray ionisation or photochemistry
Grain processes may be very important, but difficult to
model, need efficient desorption (UV, X, Shocks): ‘hot core’
chemistry H2O, CH3OH and derivatives
Even H2 formation (on grain) is not fully understoodMolecular Dense Gas
Interstellar Chemistry 2
Models of interstellar chemistry have reached a high degree of
sophistication
Networks of chemical reactions and associated rate coefficients
time evolution of molecular abundances and steady state
E.g. The final network of KIDA model of Wakelam et al. 2015
contains 489 species composed of 13 elements and 7509 reactions
Major problem with rate coefficients: laboratory measurements
at very low T, but expensive
More and more theoretical modeling.V. Wakelam
V. Wakelam 2010
Exotic Physics of Interstellar Media (especially cold phases)
Ionized Interstellar Gas
Ionized warm gas 0.1(103) cm-3 1000(-10000 K)
- Electron recombination atomic visible lines Hα α diffuse emission
- Radio emission: ‘thermal’ free-free or synchrotron in IS magetic field
- Classical ionized nebulae around UV stars
Ionized (coronal) hot gas ~10-3 cm-3 105-107 K
- Supernova connected bubbles in Galactic disk (most of the volume)
- Galactic (spherical) halo
- X rays keV
- + Forbidden lines OVI, etc.
But also thread with filaments, fountains.. of colder (warm)
neutral denser gas far-IR IRAS Planck imagesImage de la Nébuleuse RCW 49 On voit à l’intérieur l’amas de jeunes étoiles tout juste formées, dont les vents ont vidé de gaz la cavité centrale où se trouve l’amas
RCW 38 Nébuleuses et formation stellaire
Rayons X
HST
6000 ligh-years‘Pilier Sud’ Nébuleuse de la Carène
Exotic Physics of Interstellar Media (especially cold phases)
Interstellar Dust Grains
Essential components of galaxies and star formation
Typical size 0.1µm-10nm
1% of the interstellar mass
Refractory material in UV exposed medium (diffuse, atomic)
Oxygen-rich: silicates (Mg, Fe, etc), oxids, etc
Carbon rich: graphitic amorphous carbon (hydrogenated?)
Plus volatile mantles: ice, organic material (UV processed), CO,
etc. especially in UV shielded regions: molecular clouds
Strongly absorbs UV + visible (even near-IR) radiation
Optical depth τV ~ N(H)/2 1021 cm-2
Extinction maps in MW. Galactic Center invisible except in IR
Also scattered light polarization, aligned grains along magnetic fieldInterstellar Dust Grains 2 Coupling between dust gas and magnetic fields Filamentary structure of the interstellar medium along magnetic field lines (Herschel, Planck) connected with polarization
Exotic Physics of Interstellar Media (especially cold phases)
Interstellar Carbon Clusters
Carbonaceous particles PAHs fullerene, etc.
Polycyclic Aromatic Hydrocarbons PAHs
Prominent infrared bands (6-12µm) ubiquitous:
MW: Photodissociation regions, diffuse clouds, dying stars, etc.
Major features in all spiral galaxies
Wavelengths typical of PAHs, but no individual PAH ever detected
Variations with charge state, hydrogenation, size
Need UV shining internal conversion of energy in big molecules
Clearly a mixture of PAH particles; maybe clustered; Nc up to 100 and more;
maybe partially aliphatic bonds
Identified in 1980s. Prominent in IR spectra of ISO (1990s) and Spitzer (2000s)
Major interstellar component up to 10% of IS carbonExample of infrared spectrum of distant starburst galaxies
Average of 16 sources Spitzer IRS spectrometer
PAH 6-12 µm (+H2) (Fiolet et al. 2010)
PAH
H2Exotic Physics of Interstellar Media (especially cold phases)
Interstellar Fullerene
C60 high symmetry (icosahedral) almost sperical
New allotropic very stable form of carbon
Discovered in 1985: serendipitous from astrophysical motivation (Kroto et al.)
Predicted for long to be present in interstellar medium
C60+ possibly identified in 1994 from 9600A diffuse identified bands
C60 definitely found in Spitzer infrared spectra of various sources
Observed spectrum
C60 bandFullerene formation from dehydrogenated PAHs Berné, Montillaud & Joblin 2015 ‘Smaller’ PAHs fully dehydrogenated by interstellar UV Dehydrogenated PAH sheet unstable: deformations cage Fully simulated by powerful simulations Such simulations are now much easier than experiments!
Exotic Physics of Interstellar Media (especially cold phases)
Open questions
Dust: composition; formation/destruction; polarization
Nucleation and growth in circumstellar shells and supernovas
Destruction, shattering, desorption in shocks
Details of aignment mechanism along magnetic field
Diffuse Interstellar Bands (DIBs)
Anomalous radio emission (~30 GHz)
Rotating small grains or PAHs
Physics of pre-planetary circumstellar disks
Special properties of molecular gas in disks
Dust coagulation and processingFirst high- resolution ALMA image of a pre- planetary disk
Diffuse Interstellar Bands (DIBs)
A 90 year old mystery
4000A 7000A
In addition to easily identified atomic and molecular lines
Several hundred broader bands ~0.1-1A in visible spectrum of stellar lines of
sight (mostly 5500-6500A + extension in near-IR (since 1922!)
Carriers believed to be carbonaceous particles ~10-100 atoms
PAHs could be good candidates, but all identifications have failed
Or carbon chains, but unstable against UV
Or fullerenes (various sizes, ionization, hetero-atoms) but abundance seem too
small? Very difficult laboratory spectroscopy. Practically inexistent for gas
phase first improve modelsDiffuse Interstellar Bands (DIBs)
A 90 year old mystery
In addition to easily identified atomic and molecular lines
Several hundred broader bands ~0.1-1A in visible spectrum of
stellar lines of sight (mostly 5500-6500A + extension in near-IR
(since 1922!)
Carriers believed to be carbonaceous particles ~10-100 atoms
PAHs could be good candidates, but all identifications have failed
Or carbon chains, but unstable against UV
Or fullerenes (various sizes, ionization, hetero-atoms) but
abundance seem too small? Very difficult laboratory spectroscopy.
Practically inexistent for gas phase first improve modelsDiffuse interstellar bands 2 DIBs are universal (all galaxies) Carrier extremely stable Good correlations: - With atmic hydrogen density - With dust absorption - Between members of DIB ‘families’ - But agreement that each strong DIB should have a different carrier
Newly discovered near-IR DIB at 1.5µm
DIB correlation with
α) and NH2 (µ)
NH (α
DIB ‘families’Vous pouvez aussi lire
