Коллектив Авторов - Цифровой журнал «Компьютерра» № 163

Мы взялись за неё как за удачный объект для изучения жизненного цикла органических макромолекул (или микропылинок) — полициклических ароматических углеводородов(ПАУ), благо среди наблюдений Ho II есть и снимки с космического ИК-телескопа «Спитцер» на длине волны 8 микрон, где в излучении предположительно доминируют ПАУ.

Сейчас о ПАУ пишут много, и не только потому, что это межзвёздная органика. Свечение ПАУ в ближнем инфракрасном (ИК) диапазоне вызывается поглощением ультрафиолетовых (УФ) фотонов, то есть чем интенсивнее УФ-излучение в среде, тем ярче светятся в ИК находящиеся в ней ПАУ. Поскольку интенсивность УФ-излучения зависит от количества молодых горячих звёзд, считается, что инфракрасное свечение ПАУ можно использовать в качестве индикатора скорости звёздообразования, и не только в локальной Вселенной, но и на больших красных смещениях. Есть только одно «но»: УФ-излучение не только заставляет молекулы ПАУ светиться, оно ещё и способно их разрушать. Поэтому связь между скоростью звёздообразования и яркостью излучения ПАУ может оказаться сложнее, чем хотелось бы.

На эту сложность отчасти указывает зависимость относительного содержания ПАУ в галактиках от общего содержания элементов тяжелее гелия (оно часто называется неправильным термином «металличность»). Подчеркну: не зависимость общего содержания ПАУ, которая была бы понятна, — молекул ПАУ тем меньше, чем меньше в галактике углерода. С уменьшением металличности падает относительная доля ПАУ в общей массе пыли, то есть углерод почему-то менее охотно переходит в сложную органику.

Недавно мы попыталисьнайти какие-нибудь закономерности в содержании ПАУ примерно в двух сотнях областей звёздообразования (ОЗО) из 24 галактик. Некоторые корреляции действительно нашлись, но не слишком яркие. Тому есть как минимум три причины. Во-первых, в этих 24 галактиках большинство составляют крупные системы, где областей звёздообразования очень много, и они часто перекрываются друг с другом. Это плохо: если вы пытаетесь понять, что происходит в одной ОЗО, вам желательно иметь уверенность в том, что вы изучаете именно её, а не прихватываете участки соседних ОЗО с другими параметрами. Во-вторых, большинство из этих галактик вращаются, а это означает, что вещество в них (и звёзды, и газ) постоянно перемешивается, скрадывая возможные закономерности. Наконец, в-третьих, в нашу выборку попали в основном галактики высокой металличности, в которых упомянутая выше зависимость содержания ПАУ от содержания тяжёлых элементов проявляется в меньшей степени.

Вот и возникает мысль взять не два с лишним десятка, а одну галактику, желательно с низкой металличностью, не вращающуюся, хорошо исследованную, и пристально посмотреть на расположенные в ней области звёздообразования: а ну как выскочит что-нибудь интересное? Галактика Холмберг II кажется вполне подходящей для этих целей. В ней нет сильного вращения и есть области звёздообразования. На «хаббловском» снимкеих присутствие выдаёт красивое розовое свечение линии H-альфа атомарного водорода — ещё один признак недавнего звёздообразования. Металличность областей звёздообразования в Ho II невысока и хорошо известнаблагодаря коллегам из ГАИШ МГУ.

Кроме того, Ho II чисто технически представляет собой довольно удобный объект для исследований: она относительно недалека (примерно 3,5 Мпк), изолирована от других галактик, расположена в Большой Медведице, то есть прекрасно видна из северного полушария Земли, где до сих пор сосредоточено большинство телескопов. Значительное удаление от полосы Млечного Пути сокращает путаницу от перекрывающихся объектов нашей Галактики.

В результате объём наблюдений галактики Ho II весьма впечатляет: и тебе радио, и тебе ИК-диапазон (от ближнего до дальнего), и тебе УФ-диапазон, и тебе Н-альфа, и даже шикарные снимки с «Хаббла». В общем, составляй список ОЗО, собирай в кучу наблюдения, анализируй то и это, определяй параметры, какие сможешь, а потом ищи корреляции между ними.

Но чем больше смотришь на эту галактику, тем более странной она кажется. С одной стороны, в ней есть очень старые звёзды, следовательно, звёздообразование в ней длится уже многие миллиарды лет. С другой стороны, процессы звёздообразования в галактике почему-то до сих пор не исчерпали запасы газа в ней. Его по-прежнему много, причём он занимает существенно больший объём, чем основная звёздная масса. Можно сказать, что звёздная часть Ho II погружена в куда более обширное облако нейтрального водорода.