แถบระหว่างดาวแบบกระจาย (DIBs) เป็น ลักษณะ การดูดกลืนที่เห็นในสเปกตรัมของวัตถุทางดาราศาสตร์ในทางช้างเผือกและกาแล็กซีอื่นๆ เกิดจากการดูดกลืนแสงโดยตัวกลางระหว่างดาวปัจจุบันพบแถบประมาณ 500 แถบในช่วงความยาวคลื่นอัลตราไวโอเลตแสงที่มองเห็นได้และอินฟราเรด^{[ 1 ]}

ที่มาของ DIB ส่วนใหญ่ยังคงไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด โดยมีข้อเสนอแนะทั่วไปคือไฮโดรคาร์บอนอะโรมาติกหลายวง และ โมเลกุลที่มีคาร์บอนขนาดใหญ่อื่นๆ^{[ 2 ] [ 3 ]}มีเพียงตัวพา DIB เพียงตัวเดียวที่ได้รับการระบุคือบัคมินสเตอร์ฟูล เลอรีนไอออนไนซ์ (C ₆₀ ⁺ ) ซึ่งเป็นสาเหตุของ DIB หลายตัวในย่านอินฟราเรดใกล้^{[ 4 ]}ตัวพาของ DIB ส่วนใหญ่ยังคงไม่ได้รับการระบุ

งานทางดาราศาสตร์จำนวนมากอาศัยการศึกษาเกี่ยวกับสเปกตรัมซึ่งก็คือแสงจากวัตถุทางดาราศาสตร์ที่ถูกกระจายโดยใช้ปริซึมหรือโดยทั่วไปแล้ว จะใช้ ตะแกรงเลี้ยวเบนสเปกตรัมของดาวฤกษ์โดยทั่วไปจะประกอบด้วยส่วนต่อเนื่องที่มีเส้นดูดกลืนซึ่งแต่ละเส้นเกิดจาก การเปลี่ยน ระดับพลังงานอะตอม เฉพาะ ในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์

ลักษณะของวัตถุทางดาราศาสตร์ทั้งหมดได้รับผลกระทบจากการดูดกลืนแสง การดูดซับและการกระเจิงของโฟตอนโดยตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์การดูดซับระหว่างดาวฤกษ์มีความเกี่ยวข้องกับ DIB ซึ่งส่วนใหญ่ส่งผลกระทบต่อสเปกตรัมทั้งหมดอย่างต่อเนื่อง มากกว่าที่จะทำให้เกิดเส้นการดูดซับ อย่างไรก็ตาม ในปี พ.ศ. 2465 นักดาราศาสตร์Mary Lea Heger ^{[ 5 ]}เป็นคนแรกที่สังเกตเห็นลักษณะการดูดซับคล้ายเส้นจำนวนหนึ่งซึ่งดูเหมือนจะมีต้นกำเนิดมาจากตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์

ลักษณะระหว่างดวงดาวของพวกมันแสดงให้เห็นได้จากข้อเท็จจริงที่ว่าความแรงของการดูดกลืนที่สังเกตได้นั้นเป็นสัดส่วนโดยประมาณกับการลดทอน และในวัตถุที่มีความเร็วเชิงรัศมี ที่แตกต่างกันอย่างมาก แถบการ ดูดกลืนจะไม่ได้รับผลกระทบจากการเลื่อนดอปเปลอร์ซึ่งหมายความว่าการดูดกลืนไม่ได้เกิดขึ้นในหรือรอบๆ วัตถุที่เกี่ยวข้อง^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]} ชื่อแถบระหว่างดวงดาวแบบกระจาย หรือ DIB ย่อๆ นั้นถูกตั้งขึ้นเพื่อสะท้อนให้เห็นว่าลักษณะการดูดกลืนนั้นกว้างกว่าเส้นการดูดกลืนปกติที่เห็นในสเปกตรัมของดาวฤกษ์มาก

แถบดูดกลืนแสงสองมิติ (DIB) ชุดแรกที่สังเกตพบคือแถบที่ความยาวคลื่น 578.0 และ 579.7 นาโนเมตร (แสงที่มองเห็นได้อยู่ในช่วงความยาวคลื่น 400 - 700 นาโนเมตร) นอกจากนี้ยังพบแถบ DIB ที่มีความเข้มสูงอื่นๆ ที่ความยาวคลื่น 628.4, 661.4 และ 443.0 นาโนเมตร โดยเฉพาะแถบ DIB ที่ 443.0 นาโนเมตรนั้นมีความกว้างมากเป็นพิเศษประมาณ 1.2 นาโนเมตร ซึ่งโดยทั่วไปแล้วลักษณะการดูดกลืนแสงของดาวฤกษ์จะมีขนาดความกว้าง 0.1 นาโนเมตรหรือน้อยกว่านั้น

การศึกษา สเปกโตรสโกปิ ก ในภายหลังด้วยความละเอียดสเปกตรัมและความไวที่สูงขึ้นเผยให้เห็น DIB มากขึ้นเรื่อยๆ แคตตาล็อกของพวกมันในปี 1975 มี DIB ที่รู้จัก 25 รายการ และอีกสิบปีต่อมาจำนวนที่รู้จักก็เพิ่มขึ้นมากกว่าสองเท่า การสำรวจที่จำกัดการตรวจจับครั้งแรกได้รับการตีพิมพ์โดย Peter Jenniskens และ Xavier Desert ในปี 1994 (ดูรูปด้านบน) ^{[ 9 ]}ซึ่งนำไปสู่การประชุมครั้งแรกเกี่ยวกับแถบระหว่างดาวกระจายที่มหาวิทยาลัยโคโลราโดในโบลเดอร์เมื่อวันที่ 16–19 พฤษภาคม 1994 ปัจจุบันมีการตรวจพบประมาณ 500 รายการ

ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมาสเปกโตรกราฟ ความละเอียดสูงมากบน กล้องโทรทรรศน์ที่ทรงพลังที่สุดในโลกถูกนำมาใช้เพื่อสังเกตและวิเคราะห์ DIB ^{[ 10 ]}ปัจจุบันความละเอียดสเปกตรัมที่ 0.005 นาโนเมตรเป็นเรื่องปกติแล้วโดยใช้เครื่องมือที่หอดูดาว เช่นหอดูดาวทางใต้ของยุโรปที่เซร์โร ปารานัลประเทศชิลีและหอดูดาวแองโกล-ออสเตรเลียในออสเตรเลียและที่ความละเอียดสูงเหล่านี้ พบว่า DIB จำนวนมากมีโครงสร้างย่อยจำนวนมาก^{[ 11 ] [ 12 ]}

ปัญหาสำคัญของ DIBs ซึ่งปรากฏชัดตั้งแต่การสังเกตการณ์ครั้งแรกๆ คือ ความยาวคลื่นศูนย์กลางของพวกมันไม่ตรงกับเส้นสเปกตรัม ที่รู้จัก ของไอออนหรือโมเลกุล ใดๆ ดังนั้นจึงไม่สามารถระบุวัสดุที่รับผิดชอบต่อการดูดกลืนได้ ทฤษฎีจำนวนมากถูกเสนอขึ้นมาเมื่อจำนวนของ DIBs ที่รู้จักเพิ่มมากขึ้น และการกำหนดลักษณะของวัสดุที่ดูดกลืน (หรือ 'ตัวพา') กลายเป็นปัญหาสำคัญในฟิสิกส์ดาราศาสตร์

ผลการสังเกตที่สำคัญอย่างหนึ่งคือ ความแรงของ DIB ส่วนใหญ่ไม่มีความสัมพันธ์กันอย่างแน่นหนา ซึ่งหมายความว่าต้องมีตัวพาหลายตัว ไม่ใช่ตัวพาเพียงตัวเดียวที่รับผิดชอบต่อ DIB ทั้งหมด นอกจากนี้ สิ่งสำคัญอีกประการหนึ่งคือ ความแรงของ DIB มีความสัมพันธ์อย่างกว้างขวางกับการดูดกลืนแสงในอวกาศระหว่างดาวการดูดกลืนแสงเกิดจากฝุ่นในอวกาศระหว่างดาวอย่างไรก็ตาม DIB ไม่น่าจะเกิดจากอนุภาคฝุ่น

การมีอยู่ของโครงสร้างย่อยใน DIB สนับสนุนแนวคิดที่ว่า DIB เกิดจากโมเลกุล โครงสร้างย่อยเกิดจากหัวแถบในโครงร่างแถบการหมุน และจากการแทนที่ไอโซโทป ในโมเลกุลที่มี อะตอม คาร์บอน สาม อะตอม บางส่วนของคาร์บอนจะอยู่ในรูปของไอโซโทปคาร์บอน-13 ดังนั้น ในขณะที่โมเลกุลส่วนใหญ่จะมี อะตอม คาร์บอน-12 สาม อะตอม แต่บางโมเลกุลจะมีอะตอม^12C สอง อะตอมและ อะตอม ^13C หนึ่ง อะตอม ส่วนน้อยมากที่จะมีอะตอม^12C หนึ่ง อะตอมและ อะตอม ^13C สอง อะตอม และส่วนน้อยมากที่จะมี โมเลกุล ^13C สาม โมเลกุล แต่ละรูปแบบของโมเลกุลเหล่านี้จะสร้างเส้นดูดกลืนแสงที่ความยาวคลื่นพักที่แตกต่างกันเล็กน้อย

โมเลกุลที่มีแนวโน้มมากที่สุดที่จะก่อให้เกิด DIBs คาดว่าจะเป็นโมเลกุลขนาดใหญ่ที่มีคาร์บอนเป็นองค์ประกอบ ซึ่งพบได้ทั่วไปในตัวกลางระหว่างดาวไฮโดรคาร์บอนอะโรมาติกหลายวง โมเลกุลที่มีสายโซ่คาร์บอนยาว เช่นโพลีไอน์และฟูลเลอรีนล้วนมีความสำคัญอย่างยิ่ง^{[ 6 ] [ 13 ]}โมเลกุลประเภทนี้จะเกิดการลดพลังงานอย่างรวดเร็วและมีประสิทธิภาพเมื่อถูกกระตุ้นด้วยโฟตอน ซึ่งจะทำให้เส้นสเปกตรัมกว้างขึ้นและทำให้มีเสถียรภาพเพียงพอที่จะคงอยู่ในตัวกลางระหว่างดาว^{[ 14 ] [ 15 ]}

ณ ปี 2021 โมเลกุลเดียวที่ได้รับการยืนยันว่าเป็นตัวนำ DIB คือ ไอออน บัคมินสเตอร์ฟูลเลอรีน C ₆₀ ⁺ไม่นานหลังจากที่แฮร์รี่ โครโตค้นพบฟูลเลอรีนในช่วงทศวรรษ 1980 เขาก็เสนอว่าฟูลเลอรีนอาจเป็นตัวนำ DIB ได้^{[ 16 ]}โครโตชี้ให้เห็นว่ารูปแบบไอออนไนซ์ C ₆₀ ⁺มีแนวโน้มที่จะคงอยู่ในตัวกลางระหว่างดาวที่กระจายตัวได้มากกว่า^{[ 17 ] [ 16 ]}อย่างไรก็ตาม การขาดสเปกตรัมในห้องปฏิบัติการที่เชื่อถือได้ของ C ₆₀ ⁺ ในสถานะก๊าซ ทำให้การทดสอบข้อเสนอนี้ทำได้ยาก^{[ 18 ]}

ในช่วงต้นทศวรรษ 1990 สเปกตรัมในห้องปฏิบัติการของ C ₆₀ ⁺ได้รับจากการฝังโมเลกุลในน้ำแข็งแข็ง ซึ่งแสดงแถบที่แข็งแกร่งในย่านอินฟราเรดใกล้ ในปี 1994 Bernard FoingและPascale Ehrenfreundตรวจพบ DIB ใหม่ที่มีความยาวคลื่นใกล้เคียงกับสเปกตรัมในห้องปฏิบัติการ และโต้แย้งว่าความแตกต่างเกิดจากการชดเชยระหว่างความยาวคลื่นในเฟสแก๊สและเฟสของแข็ง^{[ 19 ]}อย่างไรก็ตาม ข้อสรุปนี้ถูกโต้แย้งโดยนักวิจัยคนอื่นๆ เช่นPeter Jenniskensบนพื้นฐานทางสเปกโทรสโกปีและการสังเกตหลายประการ^{[ 20 ]}

สเปกตรัมของก๊าซ C ₆₀ ⁺ ในห้องปฏิบัติการ ได้รับในปี 2015 โดยกลุ่มที่นำโดยJohn Maier [ ^{21 ] ผลลัพธ์}ของพวกเขาตรงกับความยาวคลื่นของแถบที่ Foing และ Ehrenfreund สังเกตได้ในปี 1994 ^{[ 21 ]}ไม่นานหลังจากนั้นก็พบแถบ C ₆₀ ^{+ ที่อ่อนกว่าสามแถบในสเปกตรัมระหว่างดาว ซึ่งช่วยแก้ข้อโต้แย้งก่อนหน้านี้ข้อหนึ่งที่ Jenniskens ยกขึ้นมา [ 22 ]}นักวิจัยคนอื่นๆ ได้ยกข้อโต้แย้งใหม่ขึ้นมา^{[ 23 ]}แต่ภายในปี 2019 แถบ C ₆₀ ⁺และการกำหนดของพวกมันได้รับการยืนยันโดยกลุ่มนักดาราศาสตร์หลายกลุ่ม^{[ 24 ] [ 25 ]}และนักเคมีในห้องปฏิบัติการ^{[ 26 ]}

• รายชื่อโมเลกุลระหว่างดาวและรอบดาวฤกษ์

• บทความในสารานุกรมดาราชีววิทยา ดาราศาสตร์ และการบินอวกาศ
• แคตตาล็อกแถบแสงระหว่างดาวแบบกระจาย