Дмитрий Вибе: Облака с кантиками Дмитрий Вибе

Дмитрий Вибе: Облака с кантиками

Дмитрий Вибе

Опубликовано 22 июня 2012 года

Как-то так получилось, что в последнее время мы (не всё человечество, а определённый коллектив авторов) стали заниматься определением температуры пыли в межзвёздных облаках. Тут есть и косвенный интерес, и прямой. Косвенный интерес — потом использовать эту температуру для моделирования химических реакций и выяснения молекулярного состава облака. Прямой — по повышенной температуре определить, не скрывается ли в недрах облака родившаяся в нём протозвёздочка, которая сама ещё не видна, но уже нагрела пыль в облаке и заставила её светиться.

Понятно, что ни с каким градусником к облаку не подобраться, поэтому приходится идти обходным путём: задать некое распределение пыли по облаку, сделать предположения о её оптических свойствах, задать внешнее (от всех звёзд Галактики) и внутреннее (от возможной протозвезды) поле излучения, решить задачу о переносе излучения и, в конечном итоге, получить спектр облака. Если спектр с разумной точностью совпал с наблюдениями, значит, модель можно использовать дальше, если не совпал, нужно менять или что-то в модели, или саму модель.

Пока для наблюдений был доступен только дальний инфракрасный диапазон (длина волны 100 микрон и более), казалось, что для описания спектра конкретного межзвёздного облака всегда хватает одного значения температуры. Поэтому у наблюдателей и по сей день сохранилась привычка радовать теоретиков сообщениями типа «температура объекта равна 20 кельвинам». Однако когда наблюдения продвинулись в более коротковолновую область, оказалось, что одной температурой обойтись нельзя. Выяснилось, что межзвёздные облака прекрасно излучают не только на ста микронах и более, но и на 10-20 микронах. Пыль с температурой 20 К в этом диапазоне светиться не должна. Чтобы сделать пылинку яркой на 20 микронах, её нужно разогреть градусов до двухсот (по Кельвину).

Пыль в МЗС греется ультрафиолетовым излучением звёзд. Почему одно и то же излучение разогревает одну пылинку до пары десятков кельвинов, а другую — до пары сотен? Объяснение нашлось быстро (точнее, оно существовало даже до открытия «лишнего» инфракрасного излучения): пылинки имеют разные размеры и в зависимости от размера по-разному взаимодействуют с фотонами. Крупной пылинке (поперечник — десятые доли микрона) один фотон — что слону дробина. Поглотив его, пылинка получает лишь незначительную добавку к собственной внутренней энергии (которую она, впрочем, накопила при предыдущих столкновениях с фотонами!). Акты поглощения происходят часто — сечение-то у пылинки большое. В промежутках между ними пылинка не успевает сильно остыть (то есть излучить накопленную энергию в ИК-диапазоне) и потому постоянно пребывает практически при одной и той же температуре.

Иное дело — мелкая пылинка (единицы нанометров). Для неё поглощение даже одного УФ-фотона — яркое жизненное событие, заставляющее температуру пылинки подскакивать до сотен К. Происходят такие события редко (из-за маленького сечения), несколько раз в день в типичном межзвёздном поле излучения, а остывает мелкая пылинка быстро, буквально за несколько минут. Поэтому большую часть своей жизни она проводит при очень низкой температуре (ниже, чем у крупных пылинок), но мелких пылинок много, и стохастические скачки их температуры в совокупности как раз и создают повышенное излучение на длинах волн 10-20 микрон.

Как-то так получилось, что спектральный вклад стохастического нагрева мелких частиц заинтересовал, в основном, людей, которые моделируют спектры целых галактик. Поэтому в модели галактик его включают часто, а в модели отдельных облаков — почти никогда. В нашей модели его тоже не было, пока к температуре пыли в плотных молекулярных ядрах у нас был лишь косвенный интерес — её использование при моделировании химических реакций.

Но пару лет назад мы решили детально проинспектировать несколько плотных газо-пылевых сгустков на предмет наличия скрытых протозвёзд. Перебрали кучу вариантов и обнаружили, что мы, как и все, прекрасно воспроизводим длинноволновую часть спектра сгустков (от 70 мкм и выше) и не можем объяснить излучение вблизи 24 мкм (это одна из длин волн, на которых наблюдал космический телескоп «Спитцер»). Мы не сильно обеспокоились этим фактом, потому что иначе и быть не могло: модель без стохастического нагрева и не могла воспроизвести его результат. К тому же для нашей цели (выявление протозвёзд) более важным оказался участок спектра около 70 мкм (ещё один спитцеровский диапазон). Однако же и стохастический нагрев мелких пылинок в модель мы всё-таки решили добавить.

Надо сказать, что в этой работе нас интересовал, главным образом, спектр в направлении на центр облака. Такие облака на 24 мкм видны в поглощении, то есть не как яркие источники на тёмном фоне, а как тёмные пятна на ярком общегалактическом инфракрасном небе. В наших расчётах эти пятна оказались гораздо более тёмными, чем в реальности. Мы же моделировали не только поглощение на 24 мкм, но и излучение в дальнем ИК-диапазоне и радиодиапазоне. Чтобы обеспечить наблюдаемое излучение в миллиметровом диапазоне, нужно иметь на луче зрения настолько большое количество пыли, что оно должно полностью поглощать фоновое излучение на 24 мкм. Из-за этого мы и предположили, что на 24 микронах облако не только поглощает фоновое излучение, но и слегка светится само. Видом спектра на периферии облака мы не сильно озаботились, ибо посчитали, что там в ИК-диапазоне основной вклад даёт фон, который мы задаём руками и который поэтому и так будет такой, какой нужно.

Мы добавили в модель стохастический нагрев, посчитали центральный спектр и увидели, что горячие мелкие пылинки действительно блестяще объясняют избыточное излучение на 24 микронах! Мы по этому поводу сделали стендовый доклад, показали его на симпозиуме Международного астрономического союза в Толедо... А потом всё-таки решили глянуть на периферию.

И обнаружили, что наши результаты превзошли ожидания. Инфракрасная эмиссия, умеренно яркая в центре облака, на его окраине выросла из-за стохастического нагрева гораздо сильнее. Задний ум подсказал, что иначе и быть не могло. Пылинки греются ультрафиолетом, ультрафиолет внутрь облака проходит очень плохо, поэтому стохастический нагрев работает лишь на самой его поверхности. Фактически, на внешней границе облака формируется тонкий перегретый пылевой слой. И когда мы смотрим вдоль границы облака, на луч зрения по чисто геометрическим причинам попадает гораздо больше горячих пылинок, чем когда мы смотрим на его центр. Иными словами, вокруг облака должен наблюдаться яркий инфракрасный кантик. Которого на самом деле нет.

Возникает вопрос: в чём проблема? Никаких особых изысков в нашей модели нет. Это ведь не полигон для новой физики, а по сути просто технический инструмент для интерпретации наблюдений, идентичный тем, что применяются при анализе спектров галактик в целом. Мы лишь применили его на меньшем масштабе. В параметрах облаков тоже шибко не разгуляешься — их диапазон ограничен длинноволновыми наблюдениями. Представляются возможными такие варианты. Первое: мы слишком упростили структуру облака. Если облако не гладкое, а клочковатое, ультрафиолетовые фотоны проникнут глубже. Прогретый слой в результате станет толще, подавляя геометрический эффект. Однако попутно теплее станут и крупные пылинки, из-за чего может «поползти по швам» согласие модели с наблюдениями на длинных волнах. Второй вариант: мы слишком упростили параметры пыли. Но тут не совсем понятно пока, что делать. Ясно, что играя с распределением пылинок по размерам и с их оптическими свойствами, можно объяснить любой спектр. Но этот как-то получается неинтересно.

И, наконец, третий вариант. Российские учёные совершили открытие, опровергающее все общепринятые теории! Что ж, бывает. В одной из давнишних статей мы опровергли даже закон сохранения массы. Хорошо, что рецензент это вовремя заметил.

Интересно ещё, что вообще-то колечки на 24 мкм и других близких длинах волн в Галактике наблюдаются довольно часто, правда, не в «наших» объектах, а на более поздних стадиях, когда главную роль в нагреве (и разрушении) пыли играет центральная звезда. Вот, например, полюбуйтесь примером двух вложенных колец на 8 мкм (зелёный цвет) и 24 мкм (красный цвет). Возможно, здесь удастся найти какую-то связь, так что мы теперь копаем в этом направлении.

К оглавлению