Цифровой журнал «Компьютерра» № 206

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.