Компьютерра PDA N178 (16.06.2012-22.06.2012)

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.