Есть такое простенькое, но, на мой взгляд, очень симпатичное явление — пепельный свет Луны. Если вблизи новолуния Луна видна на достаточно тёмном небе, можно различить, что, помимо готового исчезнуть или недавно появившегося серпика, видна и остальная, тёмная сторона Луны. Она повёрнута прочь от Солнца, но всё равно светится серым пепельным светом, потому что её освещает дневная сторона Земли.

Пепельный свет Луны слаб, так как является результатом двукратного отражения: от поверхности Луны отражается солнечный свет, уже до этого отражённый Землей, и с каждым из этих отражений связаны потери. Это, кстати, позволяет находить пепельному свету практическое применение. Измерения его яркости оказываются чрезвычайно дешёвым способом оценить относительную площадь земного облачного покрова, от которого зависит альбедо — отражательная способность Земли.

Отражённый свет очень распространён в Солнечной системе, где благодаря ему мы видим практически всё, кроме Солнца. Нет оснований полагать, что в остальной Вселенной он представлен менее широко. Но до поры до времени о нём вспоминали лишь в случаях, когда речь шла об относительно близких окрестностях звёзд, где не только собственный свет звезды, но и он же, отражённый от какого-то другого тела, достаточно ярок, чтобы его можно было наблюдать с Земли.

В качестве одного из этих других тел в последнее время стали выступать внесолнечные планеты. На огромных межзвёздных расстояниях звёздный свет, отражённый крохотной планетой, теряется в прямом излучении звезды. Чтобы увидеть его, нужна весьма совершенная техника. Гораздо чаще в качестве хорошо заметного космического отражателя выступает пыль. Конечно, каждая конкретная межзвёздная и околозвёздная пылинка по размерам существенно уступаете планете, но этих пылинок настолько много и они занимают столь протяжённые области пространства, что наблюдение рассеянного ими звёздного излучения требует значительно меньших усилий. В отражённом свете наблюдаются пылевые околозвёздные диски и оболочки; отражению мы обязаны появлением красивых светлых туманностей – например, известных ореолов вокруг звёзд Плеяд или туманности Ведьмина Голова.

Однако появление живописной отражательной туманности возможно лишь при условии, что пылевое облако подсвечивается близкой звездой. Например, Ведьмину Голову подсвечивает Ригель, самая яркая звезда созвездия Ориона. До недавних пор считалось, что если рядом с пылевыми облаками нет освещающей их звезды, то для исследования свойств пыли в этих облаках остаётся либо наблюдать, как она поглощает свет далёких фоновых звёзд, либо пытаться наблюдать её собственное излучение.

У обоих способов есть недостатки. Свет фоновых звёзд пыль поглощает очень хорошо, поэтому по поглощению можно изучать её свойства только в довольно разреженных облаках; за плотными облаками звёзд практически не видно. Кроме того, определить количество вещества в облаке по поглощению можно не в любом месте облака, а только в тех направлениях, за которыми случилась 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 наблюдать с поверхности Земли (мешает непрозрачность атмосферы), да и угловое разрешение (то есть чёткость картинки) на длинных волнах оставляет желать лучшего.

Тем не менее именно два этих способа доминируют в качестве индикаторов наличия и свойств межзвёздной пыли. И когда в 2005 году Джонатан Фостер и Алиса Гудмен строили карту распределения пыли в комплексе тёмных облаков в Персее, они ориентировались исключительно на поглощение. Наблюдения проводились на 3,5-метровом телескопе обсерватории Калар-Альто, не в видимом диапазоне, а слегка в стороне от него, уже в инфракрасной области, на длинах волн порядка одного–полутора микрон. В этом диапазоне пыль более прозрачна и потому позволяет различить фоновые звёзды за несколько более плотными частями облака.

В процессе наблюдений неожиданно выяснилось, что в этом диапазоне телескоп видит не только ослабленное пылью излучение фоновых звёзд. Слабым инфракрасным свечением охвачено всё облако целиком. Но излучать в этом диапазоне холодная газопылевая смесь не может (как не может сама светиться в видимом диапазоне ночная сторона Луны). Скажем, чтобы пылинка начала излучать в микронном диапазоне, её нужно нагреть до температуры выше тысячи градусов; не многие пылинки в состоянии вообще пережить такой нагрев, да и откуда ему в межзвёздном облаке взяться? Фостер и Гудмен пришли к выводу, что наблюдают 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 коллеги продвинулись ещё дальше — дальше в инфракрасный диапазон. Они использовали для наблюдений космический телескоп «Спитцер» и обнаружили пепельный свет межзвёздной пыли уже на длинах волн до 4,5 микрон. Поскольку в этом диапазоне пыль ещё более прозрачна, рассеянное ею излучение несёт информацию из более сконденсированных частей межзвёздных облаков. Плотные газопылевые сгустки в этих облаках называются ядрами, и потому Штайнакер с коллегами предложили для звёздного инфракрасного света, отражённого пылью в ядрах, термин «coreshine».

Пепельный свет удобен в качестве инструмента для изучения межзвёздных облаков и ядер по нескольким причинам. Во-первых, он высвечивает структуру облака везде, а не только там, где есть фоновые звёзды. Во-вторых, он, в отличие от собственного излучения пыли, может наблюдаться с весьма приличным угловым разрешением и притом с поверхности Земли. В-третьих, интерпретация любых подобных наблюдений требует некоторых предположений о природе пылинок. Так вот, чтобы вытащить информацию из наблюдений рассеянного излучения, таких предположений требуется сделать меньше, чем при анализе наблюдений собственного излучения.

Впрочем, есть одно предположение о природе пылинок, без которого разобраться в рассеянном пепельном свете облаков невозможно. И именно оно привлекает к пепельному свету максимум интереса: это предположение о размере пылинки. Дело в том, что она наиболее эффективно поглощает и рассеивает излучение, длина волны которого не превосходит размера пылинки. Именно поэтому пыль становится прозрачнее в длинноволновом инфракрасном диапазоне. Способность пыли в ядрах межзвёздных облаков рассеивать излучение с длиной волны около 4–5 микрон означает, что и сами пылинки (по крайней мере самые крупные из них) имеют примерно такой размер. Но для пыли вне облаков уже давно установлено верхнее ограничение по размерам в десятые доли микрона, то есть на порядок меньше.

Таким образом, существование пепельного света облаков говорит о том, что пылинки в них раз в десять превосходят по размерам таковые в «обычной» (не облачной) межзвёздной среде. Иными словами, попав в облако, пылинки начинают расти. А рост пылинок — это первый шаг к образованию планет. Нет, никто, конечно, не предполагает, что в облаках могут сами по себе конденсироваться планеты: при невысокой облачной плотности этот процесс занял бы слишком много времени. Собственно говоря, даже с микронными пылинками возникают определённые проблемы: чтобы вырасти до таких размеров, пылинке требуется десяток миллионов лет, а межзвёздные облака (по современным оценкам) живут примерно половину этого срока. Поэтому обнаружение крупных пылинок привело к некоторому оживлению в стане сторонников медленной модели звездообразования, считающих, что быстро только кошки родятся современные оценки длительности полного цикла рождения звезды — начиная с образования родительского облака — сильно преуменьшены.

Так или иначе, крупные пылинки в облаках есть, а это означает, что рост пылинок в протопланетных дисках, заканчивающийся формированием планет, начинается не с нуля. Первые шаги в этом направлении пыль делает ещё в родительском облаке, когда ни звёзды, ни протопланетные диски вокруг них ещё не образовались. Или даже раньше?