Разрушение PAH в космосе Дмитрий Вибе

Разрушение PAH в космосе

Дмитрий Вибе

Опубликовано 02 января 2014

Вы, возможно, заметили, что мои колонки в последнее время появляются нерегулярно. Увы, много приходится писать и другого: за осень–зиму мы с коллегами написали девять отчётов. Угадайте, какому мастеру художественного слова доверено написание значительной части текста и доведение отчётов до ума? («Кончаю! Страшно перечесть… / Стыдом и страхом замираю... / Но мне порукой ваша честь, / И смело ей себя вверяю...» — подумал он, отправляя очередной отчёт заказчику.) С одной стороны, всё корректно: за каждую полученную от государства тысячу рублей нужно отчитаться. С другой стороны, получаем-то мы их в конечном итоге от вас, но вот дойдут ли до вас наши отчёты? И подумал я: а не устроить ли короткое замыкание и не рассказать ли в колонке хотя бы об одном из наших итогов за 2013 год?

В общем, как-то так получилось, что весь 2013 год в научном плане оказался у нас связан с разрушением PAH. Что? Нет, не Российской академии наук. Я специально написал — в каком-тонаучном плане. PAH — Polycyclic Aromatic Hydrocarbons. Ну, хорошо, чтобы не было путаницы, буду называть их ПАУ — полициклические ароматические углеводороды. Эти макромолекулы сейчас весьма популярны. Они интересны, во-первых, как представители сложной межзвёздной органики, наглядно демонстрирующие возможности допланетного синтеза сложных и очень сложных химических соединений. Во-вторых, их излучение считается индикатором рождения звёзд, происходящего в некоторой области пространства. Самым прямым указанием на появление новых светил могло бы быть их собственное ультрафиолетовое (УФ) излучение: чем оно интенсивнее, тем больше в галактике или в её регионе молодых горячих звёзд. Но ультрафиолет сильно поглощается пылью в тех самых облаках межзвёздного газа, из которых рождаются звёзды, так что большей его части мы не видим. Но он, естественно, не пропадает бесследно: пыль, поглотив ультрафиолет, переизлучает его в более длинноволновых диапазонах. Крупные пылинки ретранслируют свет звёзд в дальнем инфракрасном (ИК) диапазоне, мелкие пылинки и ПАУ — в ближнем инфракрасном диапазоне (о причинах писал здесь).

Ближний ИК-диапазон предпочтителен для таких исследований, ибо чем меньше длина волны, тем выше угловое разрешение — а соответственно, тем больше деталей можно увидеть в строении областей звездообразования. Однако у ПАУ есть особенность, которая затрудняет их использование в качестве индикатора звездообразования. Крупную пылинку ультрафиолет только греет, мелкую пылинку (или очень крупную молекулу ПАУ) он способен как просто нагреть, так и развалить, после чего она, конечно, никаким индикатором уже не будет.

Чтобы подробнее разобраться со связью между образованием звёзд и разрушением макромолекул, желательно работать не с галактикой целиком, как делают многие люди, а с отдельными областями звездообразования (ОЗО), где эволюция макромолекул протекает, так сказать, в незамутнённом виде. Мы взяли в качестве опытного образца галактику Холмберг II (Ho II). Как я писал в какими-либопредыдущей колонке на эту тему, её отличает структурная простота: никакого вращения, никакого перемешивания. Есть надежда, что мы, взглянув на отдельные ОЗО в этой галактике, сможем «в чистом виде» выяснить, что происходило в них с пылью за последние несколько миллионов лет, не опасаясь, что события затёрты внешними (по отношению к ОЗО) динамическими процессами.

Итак, берём в галактике Ho II области активного звездообразования, выделяя их по наличию излучения в линии водорода H-альфа. Чтобы заставить водород светиться в этой линии, нужно его самого осветить ультрафиолетом, а УФ-излучение — это как раз отличительный признак молодых звёздных групп. В этом диапазоне светят только массивные звезды, а они подолгу не живут: если есть звёзды со значительным ультрафиолетовым излучением, значит, данная звёздная группа родилась совсем недавно. Дальше из этих областей отбираем те, что светятся ещё и на 8 микронах, так как именно на этот диапазон приходится сильная полоса излучения ПАУ. Итого у нас получилось 12 областей звездообразования, которые одновременно есть на картах инфракрасного диапазона и для которых коллеги из ГАИШ МГУ Т. А. Лозинская и О. В. Егоров на 6-метровом телескопе БТА (САО РАН) получили спектры оптического диапазона. Эти спектры тоже очень важны: по линиям азота, серы и водорода можно определить содержание тяжёлых элементов в каждой области и её возраст. Последнее очень важно — ведь мы нацелились на эволюционные эффекты. Кроме того, мы взяли из архива «Гершеля» данные наблюдений этой галактики в дальнем ИК-диапазоне, вплоть до 160 микрон. «Гершель» наблюдал и на больших длинах волн, но там уже угловое разрешение такое низкое, что для изучения отдельных ОЗО не подходит.

Для каждой из этих 12 областей мы подбирали теоретический спектр, который наилучшим образом согласовывался бы с наблюдениями от оптического до дальнего ИК-диапазона, получая в результате оценку для 1) полной массы пыли (чём её больше, тем интенсивнее излучение в дальнем ИК-диапазоне), 2) относительной массы ПАУ (чем их больше, тем ярче излучение на 8 мкм по сравнению с более длинноволновым излучением), 3) возраста (линии водорода с возрастом становятся слабее), 4) интенсивности УФ-излучения (чем оно сильнее, тем горячее пыль и тем меньше относительный вклад самых больших длин волн в её излучение).

Оказалось, что ОЗО в нашей выборке имеют возраст от 3,5 до примерно 8 млн лет. Чем старше область, тем менее интенсивным в ней становится УФ-излучение и тем холоднее в среднем становится пыль. Это не то чтобы важный результат, а скорее то, что называется «sanity check». Возрасты относятся к числу самых ненадёжно определяемых параметров в астрономии. Поэтому важно получить лишнее свидетельство того, что величина, которую мы называем возрастом, но которая на самом деле представляет собой не более чем модельно откалиброванную интенсивность линий водорода, имеет отношение к реальному возрасту. Так вот, с возрастом в наших ОЗО ультрафиолета становится меньше, а пыль становится холоднее, как и должно быть.

Вдохновившись этим успехом, мы посмотрели, как зависит от возраста относительная масса ПАУ, предполагая, что она либо остаётся постоянной (пылинки всех видов разрушаются с одинаковой скоростью), либо убывает (макромолекулы разрушаются быстрее, чем пылинки). Однако на самом деле оказалось, что с возрастом доля ПАУ в общей массе пыли увеличивается! (Хотя я и называю ПАУ макромолекулами, в общем балансе вещества их учитывают с пылью, а не с газом.) Каюсь: в первой колонке про Холмберг II я написал, что в ней ПАУ местами едва ли не столько же, сколько в нашей Галактике. Так вот, научившись считать долю ПАУ корректнее, мы увидели, что она достигает примерно 1% (в несколько раз ниже, чем в нашей Галактике) лишь в областях старше 6 млн лет, а в более молодых, вероятно, не превышает десятой доли процента.

Что получается: мы ожидали увидеть разрушение ПАУ, но в реальности увидели, как их становится больше — в относительном смысле. В нашей выборке яркость областей звездообразования на 8 микронах заметно спадает с возрастом, то есть абсолютное количество ПАУ уменьшается. Но абсолютное количество более крупных пылинок уменьшается гораздо быстрее — как если бы в костре поленья сгорали быстрее мелких веточек.

Эту аналогию я использую скорее как журналист, желающий пустить читателю пыль в глаза. Область звездообразования — не костёр, а разрушение пылинок — не горение. Если посмотреть на последний процесс внимательнее, обнаруженный нами расклад может оказаться не таким уж неожиданным. Разрушение пылинки не подразумевает, что она, поглотив фотон, мгновенно разлетается на отдельные атомы. Она может распадаться постепенно, теряя отдельные атомы, молекулы, может быть, более крупные фрагменты… Если исходная пылинка имеет углеводородный состав, «отколупывающиеся» от неё фрагменты могут быть не чем иным, как ПАУ. И рост относительного содержания ПАУ связан с тем, что они ультрафиолетовым излучением не только уничтожаются, но и создаются — как продукт разрушения более крупных частиц.

Конечно, было бы преувеличением сказать, что мы своей работой это доказали. У нас скорее получилось некоторое указание на такую возможность, которую мы теперь пытаемся разглядеть в наблюдениях нескольких других галактик.

К оглавлению