АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2024, том 79, № 3, страницы 428–442
O ДЛИНАХ ВОЛН ПОКОЯ ДИФФУЗНЫХ МЕЖЗВЕЗДНЫХ ПОЛОС
© 2024
Г. А. Галазутдинов1,2*, Е. B. Бабина1**
1Крымская астрофизическая обсерватория РАН, Научный, 298409 Россия
2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия
*E-mail: runizag@gmail.com
**E-mail: helenka_truth@mail.ru
2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия
*E-mail: runizag@gmail.com
**E-mail: helenka_truth@mail.ru
УДК 524.527:520.84
Поступила в редакцию 19 февраля 2024; после доработки 11 апреля 2024; принята к публикации 24 апреля 2024
Длины волн покоя диффузных межзвездных полос (diffuse interstellar bands — DIB) являются параметрами фундаментальной важности из-за отсутствия однозначной идентификации этих загадочных особенностей. Обычно длины волн DIB оцениваются с использованием известных межзвездных атомных или молекулярных линий, служащих для сдвига шкалы длин волн в «межзвездное» состояние. Однако атомы/молекулы и носители диффузных полос могут находиться в разных частях межзвездного облака, движущихся с разной скоростью относительно наблюдателя. В данной работе мы показываем, что самая узкая известная диффузная межзвездная полоса 6196 Å является предпочтительным нуль-пунктом для построения «межзвездной» шкалы длин волн. Кроме того, мы предлагаем использовать геометрический центр масс диффузных полос (эффективную длину волны) в качестве меры длины волны покоя для этих, как правило, асимметричных особенностей. Исключением является DIB 6196. Согласно предлагаемому здесь методу, симметричная нижняя часть профиля этой особенности используется для построения «межзвездной» шкалы длин волн, а центр масс DIB 6196 служит для изучения переменности, наблюдаемой в верхней части профиля. Мы оценили величину изменения центра масс диффузных полос 5780, 5797, 6284 и 7224 Å, измеренную на 41 луче зрения в широком диапазоне межзвездного покраснения . Использовались объекты без наблюдаемого в спектрах высокого разрешения доплеровского расщепления в профилях межзвездных линий CH 4300 и KI 7699 Å. Показано, что диффузные полосы демонстрируют постепенное увеличение ширины профиля, сопровождающееся ростом длины волны центра масс, т.е. красное крыло профилей является наиболее изменчивой частью DIB. Для оценки ширины диффузных полос мы предлагаем использовать параметр «эффективная ширина» Weff, который представляет собой отношение эквивалентной ширины (EW) к глубине профиля и впервые был введен нами в 2008 г. В отличие от общепринятой полуширины на половине интенсивности (full width at half maximum — FWHM), параметр Weff не чувствителен к форме профиля. Таким образом, Weff обеспечивает меньшую погрешность измерений, чем FWHM. Постепенное увеличение Weff, сопровождающееся красным смещением центра масс профиля, может свидетельствовать о заселении более высоких переходов P-ветви полос молекул, предполагаемых носителей диффузных полос. Также показано, что в σ-облакax диффузные полосы, как правило, шире, но менее глубокие, чем в ζ-облаках.
Ключевые слова:
межзвездная среда: облака — межзвездная среда: атомы, молекулы
ФинансированиеСписок литературы
Обработка и анализ данных выполнены с помощью программных средств, разработанных в том числе в Специальной астрофизической обсерватории, при финансовой поддержке грантом № 075-15-2022-262 (13.МНПМУ.21.0003) Министерства науки и высшего образования Российской Федерации.
Список литературы
1. R. Bernstein, S. A. Shectman, S. M. Gunnels, et al., SPIE Conf. Proc. 4841, p. 1694 (2003). DOI:10.1117/12.461502
2. H. Dekker, S. D’Odorico, A. Kaufer, et al., SPIE Conf. Proc. 4008, p. 534 (2000). DOI:10.1117/12.395512
3. H. Fan, L. M. Hobbs, J. A. Dahlstrom, et al., Astrophys. J. 878 (2), article id. 151 (2019). DOI:10.3847/1538-4357/ab1b74
4. G. Galazutdinov, A. Bondar, B.-C. Lee, et al., Astron. J. 159 (3), id. 113 (2020). DOI:10.3847/1538-3881/ab6d01
5. G. Galazutdinov, A. Strobel, F. A. Musaev, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 127 (948), 126 (2015). DOI:10.1086/680211
6. G. A. Galazutdinov, Astrophysical Bulletin 77 (4), 519 (2022). DOI:10.1134/S1990341322040034
7. G. A. Galazutdinov, G. LoCurto, I. Han, and J. Krełowski, Publ. Astron. Soc. Pacific 120 (864), 178 (2008). DOI:10.1086/528938
8. G. A. Galazutdinov, G. Manicò, and J. Krełowski, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 366 (3), 1075 (2006). DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.09886.x
9. G. A. Galazutdinov, F. A. Musaev, J. Krełowski, and G. A. H.Walker, Publ. Astron. Soc. Pacific 112 (771), 648 (2000). DOI:10.1086/316570
10. P. Gnaciński and T.Młynik, Publ. Astron. Soc. Pacific 129 (974), 044101 (2017). DOI:10.1088/1538-3873/aa5c9b
11. J. Hartmann, Astrophys. J. 19, 268 (1904). DOI:10.1086/141112
12. M. L. Heger, Lick Observatory Bulletin 10 (337), 146 (1922).
13. A. Kaufer, O. Stahl, S. Tubbesing, et al., The Messenger 95, 8 (1999).
14. M. Kaźmierczak, P. Gnaciński, M. R. Schmidt, G. Galazutdinov, A. Bondar, J. Krełowski, Astron. and Astrophys. 498, 785 (2009). DOI:10.1051/0004-6361/200811558
15. T. H. Kerr, R. E. Hibbins, S. J. Fossey, et al., Astrophys. J. 495 (2), 941 (1998). DOI:10.1086/305339
16. K.-M. Kim, I. Han, G. G. Valyavin, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 119 (859), 1052 (2007). DOI:10.1086/521959
17. J. Krełowski, G. Galazutdinov, and A. Bondar, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 486 (3), 3537 (2019). DOI:10.1093/mnras/stz1082
18. J. Krełowski, G. A. Galazutdinov, P. Gnaciński, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 508 (3), 4241 (2021). DOI:10.1093/mnras/stab2774
19. J. Krełowski, G. A. Galazutdinov, G. Mulas, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 451 (3), 3210 (2015). DOI:10.1093/mnras/stv1117
20. J. Krełowski and J. M. Greenberg, Astron. and Astrophys. 346, 199 (1999).
21. J. Krełowski and G. A. H. Walker, Astrophys. J. 312, 860 (1987). DOI:10.1086/164932
22. J. Krełowski and B. E. Westerlund, Astron. and Astrophys. 190, 339 (1988).
23. T. Motylewski, H. Linnartz, O. Vaizert, et al., Astrophys. J. 531 (1), 312 (2000). DOI:10.1086/308465
24. F. Pepe, P. Molaro, S. Cristiani, et al., Astronomische Nachrichten 335 (1), 8 (2014). DOI:12.1002/asna.201312004
25. F. Salama, G. A. Galazutdinov, J. Krełowski, et al., Astrophys. J. 526 (1), 265 (1999). DOI:10.1086/307978
26. P. J. Sarre, J. R. Miles, T. H. Kerr, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 277 (2), L41 (1995). DOI:10.1093/mnras/277.1.L41
27. R. Siebenmorgen, J. Krełowski, J. Smoker, et al., Astron. and Astrophys. 641, id. A35 (2020). DOI:10.1051/0004-6361/202037511
28. M. Wenger, F. Ochsenbein, D. Egret, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 143, 9 (2000). DOI:10.1051/aas:2000332
2. H. Dekker, S. D’Odorico, A. Kaufer, et al., SPIE Conf. Proc. 4008, p. 534 (2000). DOI:10.1117/12.395512
3. H. Fan, L. M. Hobbs, J. A. Dahlstrom, et al., Astrophys. J. 878 (2), article id. 151 (2019). DOI:10.3847/1538-4357/ab1b74
4. G. Galazutdinov, A. Bondar, B.-C. Lee, et al., Astron. J. 159 (3), id. 113 (2020). DOI:10.3847/1538-3881/ab6d01
5. G. Galazutdinov, A. Strobel, F. A. Musaev, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 127 (948), 126 (2015). DOI:10.1086/680211
6. G. A. Galazutdinov, Astrophysical Bulletin 77 (4), 519 (2022). DOI:10.1134/S1990341322040034
7. G. A. Galazutdinov, G. LoCurto, I. Han, and J. Krełowski, Publ. Astron. Soc. Pacific 120 (864), 178 (2008). DOI:10.1086/528938
8. G. A. Galazutdinov, G. Manicò, and J. Krełowski, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 366 (3), 1075 (2006). DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.09886.x
9. G. A. Galazutdinov, F. A. Musaev, J. Krełowski, and G. A. H.Walker, Publ. Astron. Soc. Pacific 112 (771), 648 (2000). DOI:10.1086/316570
10. P. Gnaciński and T.Młynik, Publ. Astron. Soc. Pacific 129 (974), 044101 (2017). DOI:10.1088/1538-3873/aa5c9b
11. J. Hartmann, Astrophys. J. 19, 268 (1904). DOI:10.1086/141112
12. M. L. Heger, Lick Observatory Bulletin 10 (337), 146 (1922).
13. A. Kaufer, O. Stahl, S. Tubbesing, et al., The Messenger 95, 8 (1999).
14. M. Kaźmierczak, P. Gnaciński, M. R. Schmidt, G. Galazutdinov, A. Bondar, J. Krełowski, Astron. and Astrophys. 498, 785 (2009). DOI:10.1051/0004-6361/200811558
15. T. H. Kerr, R. E. Hibbins, S. J. Fossey, et al., Astrophys. J. 495 (2), 941 (1998). DOI:10.1086/305339
16. K.-M. Kim, I. Han, G. G. Valyavin, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 119 (859), 1052 (2007). DOI:10.1086/521959
17. J. Krełowski, G. Galazutdinov, and A. Bondar, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 486 (3), 3537 (2019). DOI:10.1093/mnras/stz1082
18. J. Krełowski, G. A. Galazutdinov, P. Gnaciński, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 508 (3), 4241 (2021). DOI:10.1093/mnras/stab2774
19. J. Krełowski, G. A. Galazutdinov, G. Mulas, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 451 (3), 3210 (2015). DOI:10.1093/mnras/stv1117
20. J. Krełowski and J. M. Greenberg, Astron. and Astrophys. 346, 199 (1999).
21. J. Krełowski and G. A. H. Walker, Astrophys. J. 312, 860 (1987). DOI:10.1086/164932
22. J. Krełowski and B. E. Westerlund, Astron. and Astrophys. 190, 339 (1988).
23. T. Motylewski, H. Linnartz, O. Vaizert, et al., Astrophys. J. 531 (1), 312 (2000). DOI:10.1086/308465
24. F. Pepe, P. Molaro, S. Cristiani, et al., Astronomische Nachrichten 335 (1), 8 (2014). DOI:12.1002/asna.201312004
25. F. Salama, G. A. Galazutdinov, J. Krełowski, et al., Astrophys. J. 526 (1), 265 (1999). DOI:10.1086/307978
26. P. J. Sarre, J. R. Miles, T. H. Kerr, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 277 (2), L41 (1995). DOI:10.1093/mnras/277.1.L41
27. R. Siebenmorgen, J. Krełowski, J. Smoker, et al., Astron. and Astrophys. 641, id. A35 (2020). DOI:10.1051/0004-6361/202037511
28. M. Wenger, F. Ochsenbein, D. Egret, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 143, 9 (2000). DOI:10.1051/aas:2000332
On the Intrinsic Rest Wavelengths of Diffuse Interstellar Bands
© 2024
G. A. Galazutdinov1,2* and E. V. Babina1**
1Crimean Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nauchny, 298409 Russia
2Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia
*E-mail: runizag@gmail.com
**E-mail: helenka_truth@mail.ru
2Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia
*E-mail: runizag@gmail.com
**E-mail: helenka_truth@mail.ru
The resting wavelengths of diffuse interstellar bands (DIBs) are parameters of fundamental importance owing to the lack of unambiguous identification for these mysterious features. Usually the wavelengths of DIBs are estimated using known interstellar atomic or molecular lines serving to shift the spectrum to the resting wavelengths velocity scale. However, the latter may not share in fact the same parts of a cloud which the carriers of diffuse bands occupy. Here we argue that the narrowest known diffuse interstellar band 6196 Å is the best reference feature for building the “interstellar” wavelength scale. Also, we offer the geometrical center of gravity (the effective wavelength) of the diffuse bands as a rest wavelength measurer for these generally asymmetric features. We assessed the magnitude of variation of the center of gravity of the diffuse bands at 5780, 5797, 6284, and 7224 Å measured in 41 lines of sight in the broad range of interstellar reddening (EB−V varies in the range of 0.13–1.06 stellar magnitudes) with the lack of evident Doppler-split in the profiles of interstellar atomic/molecular lines. We demonstrated that diffuse bands show gradual broadening of their profile widths, accompanied with the red-shift of the center of gravity, i.e., the red wing of the profiles is their most variable part. To estimate the width of the diffuse bands, we offer to apply an “effective width” parameter Weff, which is the relation of the equivalent width (EW) to the depth of the feature. In contrast to habitual half width at half maximum (FWHM), the parameter originally introduced by us in 2008 (Galazutdinov, LoCurto, Krełowski) is not sensitive to the profile shape irregularities. Weff provides lower measurement uncertainties than the FWHM does. The gradual increase of Weff, accompanied with the red-shift of the center of gravity of the profile, may suggest populating of higher transitions of the P branch of the bands ofmolecules, assuming the latter are DIB carriers. It is also shown, that diffuse bands are broader although more shallow in the harsh conditions of σ-clouds, where atomic and molecular lines are weakened and/or totally absent. The difference of the effective width of DIBs in ζ and σ clouds is discussed as well.
Keywords:
ISM: clouds — ISM: atoms, molecules
К содержанию номера