Имеется такое простенькое, но, на мой взор, весьма красивое явление — пепельный свет Луны. В случае если вблизи новолуния Луна видна на достаточно чёрном небе, возможно различить, что, кроме готового провалиться сквозь землю либо сравнительно не так давно показавшегося серпика, видна и другая, чёрная сторона Луны. Она развёрнута прочь от Солнца, но всё равняется светится серым пепельным светом, по причине того, что её освещает дневная сторона Почвы.
Пепельный свет Луны не сильный, поскольку результат двукратного отражения: от поверхности Луны отражается солнечный свет, уже до этого отражённый Почвой, и с каждым из этих отражений связаны утраты. Это, кстати, разрешает обнаружить пепельному свету использование на практике. Измерения его яркости оказываются очень недорогим методом оценить относительную площадь земного облачного покрова, от которого зависит альбедо — отражательная свойство Почвы.
Отражённый свет весьма распространён в нашей системе, где благодаря ему мы видим фактически всё, не считая Солнца. Нет оснований считать, что в другой Вселенной он представлен менее обширно. Но до поры до времени о нём вспоминали только в случаях, в то время, когда обращение шла об относительно близких окрестностях звёзд, где не только личный свет звезды, но и он же, отражённый от какого-либо другого тела, хватает ярок, дабы его возможно было замечать с Почвы.
В качестве одного из этих вторых тел сейчас стали выступать внесолнечные планеты. На огромных межзвёздных расстояниях звёздный свет, отражённый маленькой планетой, теряется в прямом излучении звезды. Дабы встретиться с ним, нужна очень идеальная техника. Значительно чаще в качестве прекрасно заметного космического отражателя выступает пыль. Само собой разумеется, любая конкретная межзвёздная и околозвёздная пылинка по размерам значительно уступаете планете, но этих пылинок так большое количество и они занимают столь протяжённые области пространства, что наблюдение рассеянного ими звёздного излучения требует намного меньших упрочнений. В отражённом свете наблюдаются пылевые околозвёздные оболочки и диски; отражению мы обязаны возникновением прекрасных ярких туманностей – к примеру, известных ореолов около звёзд Плеяд либо туманности Ведьмина Голова.
Но появление красивой отражательной туманности вероятно только при условии, что пылевое облако подсвечивается близкой звездой. К примеру, Ведьмину Голову подсвечивает Ригель, самая броская звезда созвездия Ориона. До недавних пор считалось, что в случае если рядом с пылевыми тучами нет освещающей их звезды, то для изучения особенностей пыли в этих тучах остаётся или замечать, как она поглощает свет далёких фоновых звёзд, или пробовать замечать её собственное излучение.
У обоих способов имеется недочёты. Свет фоновых звёзд пыль поглощает отлично, исходя из этого по поглощению возможно изучать её свойства лишь в достаточно разреженных тучах; за плотными тучами звёзд фактически не видно. Помимо этого, выяснить количество вещества в облаке по поглощению возможно не в любом месте облака, а лишь в тех направлениях, за которыми произошла фоновая звезда. Так что картина распределения пыли будет неполной.
Собственное излучение пыли из-за её низкой температуры приходится на субмиллиметровый и миллиметровый диапазоны. Его сложно замечать с поверхности Почвы (мешает непрозрачность воздуха), да и угловое разрешение (другими словами чёткость картины) на долгих волнах не радует.
Однако как раз два этих метода господствуют в качестве свойств и индикаторов наличия межзвёздной пыли. И в то время, когда в 2005 году Джонатан Фостер и Алиса Гудмен строили карту распределения пыли в комплексе чёрных туч в Персее, они ориентировались только на поглощение. Наблюдения проводились на 3,5-метровом телескопе обсерватории Калар-Альто, не в видимом диапазоне, а легко в стороне от него, уже в инфракрасной области, на длинах волн порядка одного–полутора микрон. В этом диапазоне пыль более прозрачна и потому разрешает различить фоновые звёзды за пара более плотными частями облака.
В ходе наблюдений нежданно стало известно, что в этом диапазоне телескоп видит не только ослабленное пылью излучение фоновых звёзд. не сильный инфракрасным свечением охвачено всё облако полностью. Но излучать в этом диапазоне холодная газопылевая смесь не имеет возможности (как не имеет возможности сама светиться в видимом диапазоне ночная сторона Луны). Скажем, дабы пылинка начала излучать в микронном диапазоне, её необходимо нагреть до температуры выше тысячи градусов; не многие пылинки в состоянии по большому счету пережить таковой нагрев, да и откуда ему в межзвёздном облаке взяться? Фостер и Гудмен заключили , что замечают рассеянное пылинками суммарное излучение звёзд Галактики. Это свечение они назвали термином «cloudshine» (по аналогии с пепельным светом — «Earthshine»).
В 2010 году Юрген Штайнакер и его сотрудники продвинулись ещё дальше — дальше в инфракрасный диапазон. Они применяли для наблюдений космический телескоп «Спитцер» и нашли пепельный свет межзвёздной пыли уже на длинах волн до 4,5 микрон. Потому, что в этом диапазоне пыль ещё более прозрачна, рассеянное ею излучение несёт данные из более сконденсированных частей межзвёздных туч. Плотные газопылевые сгустки в этих тучах именуются ядрами, и потому Штайнакер с сотрудниками внесли предложение для звёздного инфракрасного света, отражённого пылью в ядрах, термин «coreshine».
Пепельный свет эргономичен в качестве инструмента для изучения межзвёздных ядер и облаков по нескольким обстоятельствам. Во-первых, он высвечивает структуру облака везде, а не только в том месте, где имеется фоновые звёзды. Во-вторых, он, в отличие от собственного излучения пыли, может наблюдаться с очень приличным угловым разрешением и притом с поверхности Почвы. В-третьих, интерпретация любых аналогичных наблюдений требует некоторых догадок о природе пылинок. Так вот, дабы извлечь данные из наблюдений рассеянного излучения, таких догадок требуется сделать меньше, чем при анализе наблюдений собственного излучения.
Но, имеется одно предположение о природе пылинок, без которого разобраться в рассеянном пепельном свете туч нереально. И как раз оно завлекает к пепельному свету максимум интереса: это предположение о размере пылинки. Дело в том, что она самый действенно поглощает и рассеивает излучение, протяженность волны которого не превосходит размера пылинки. Как раз исходя из этого пыль делается прозрачнее в длинноволновом инфракрасном диапазоне. Свойство пыли в ядрах межзвёздных туч рассеивать излучение с длиной волны около 4–5 микрон свидетельствует, что и сами пылинки (по крайней мере самые большие из них) имеют приблизительно таковой размер. Но для пыли вне туч уже давно установлено верхнее ограничение по размерам в десятые доли микрона, другими словами в десять раз меньше.
Так, существование пепельного света туч показывает, что пылинки в них раз в десять превосходят по размерам таковые в «простой» (не облачной) межзвёздной среде. Иными словами, попав в облако, пылинки начинают расти. А рост пылинок — это первый ход к образованию планет. Нет, никто, само собой разумеется, не предполагает, что в тучах смогут сами по себе конденсироваться планеты: при низкой облачной плотности данный процесс занял бы через чур много времени. Фактически говоря, кроме того с микронными пылинками появляются определённые неприятности: дабы вырасти до таких размеров, пылинке требуется дюжина миллионов лет, а межзвёздные тучи (по современным оценкам) живут приблизительно половину этого срока. Исходя из этого обнаружение больших пылинок стало причиной некоему оживлению в стане приверженцев медленной модели звездообразования, вычисляющих, что скоро лишь кошки родятся современные оценки длительности полного цикла рождения звезды — начиная с образования родительского облака — очень сильно преуменьшены.
Так или иначе, большие пылинки в тучах имеется, а это указывает, что рост пылинок в протопланетных дисках, заканчивающийся формированием планет, начинается не с нуля. Первые шаги в этом направлении пыль делает ещё в родительском облаке, в то время, когда ни звёзды, ни протопланетные диски около них ещё не появились. Либо кроме того раньше?