В Малом Магеллановом Облаке 77% молекулярного газа не видно по угарному газу

Чтобы найти молекулярный газ, который почти не виден в угарном газе, исследователи сопоставили сразу три наблюдения: излучение ионизированного углерода на длине волны 158 мкм, линию угарного газа и радиосигнал нейтрального атомарного водорода. По ширине спектральных линий они разделили излучение углерода на вклад атомного и молекулярного газа. Это важно, потому что одна и та же линия может приходить из разных фаз межзвёздного вещества, и без такого разделения оценка запасов газа была бы неоднозначной.

Малое Магелланово Облако удобно для такой проверки: в нём мало тяжёлых элементов, а значит, и пыли, которая обычно защищает молекулы от жёсткого ультрафиолета. Углеродный монооксид в таких условиях разрушается раньше, чем сами молекулы водорода, поэтому вокруг областей, видимых в CO, остаются большие «слои» молекулярного газа без заметного сигнала CO. Авторы оценили этот газ с помощью моделей областей, где ультрафиолет меняет химический состав облаков, и сравнили результат с картиной рождения звёзд.

Оказалось, что линия ионизированного углерода в основном действительно отслеживает молекулярную фазу: на неё приходится 78 ± 1% её яркости, а на атомный газ — 18 ± 1%. При этом доля CO-слабо заметного газа не связана заметным образом ни с общей плотностью вещества, ни с текущей скоростью звездообразования. Это указывает на более простое объяснение: главным оказывается не активность звёзд, а то, насколько пыль и газ могут экранировать молекулы от ультрафиолета. Такой результат важен для далёких галактик, где отдельные фазы газа нельзя рассмотреть напрямую.