Иное дело — мелкая пылинка (единицы нанометров). Для неё поглощение даже одного УФ-фотона — яркое жизненное событие, заставляющее температуру пылинки подскакивать до сотен К. Происходят такие события редко (из-за маленького сечения), несколько раз в день в типичном межзвёздном поле излучения, а остывает мелкая пылинка быстро, буквально за несколько минут. Поэтому большую часть своей жизни она проводит при очень низкой температуре (ниже, чем у крупных пылинок), но мелких пылинок много, и стохастические скачки их температуры в совокупности как раз и создают повышенное излучение на длинах волн 10-20 микрон.
Как-то так получилось, что спектральный вклад стохастического нагрева мелких частиц заинтересовал, в основном, людей, которые моделируют спектры целых галактик. Поэтому в модели галактик его включают часто, а в модели отдельных облаков — почти никогда. В нашей модели его тоже не было, пока к температуре пыли в плотных молекулярных ядрах у нас был лишь косвенный интерес — её использование при моделировании химических реакций.
Но пару лет назад мы решили детально проинспектировать несколько плотных газо-пылевых сгустков на предмет наличия скрытых протозвёзд. Перебрали кучу вариантов и обнаружили, что мы, как и все, прекрасно воспроизводим длинноволновую часть спектра сгустков (от 70 мкм и выше) и не можем объяснить излучение вблизи 24 мкм (это одна из длин волн, на которых наблюдал космический телескоп «Спитцер»). Мы не сильно обеспокоились этим фактом, потому что иначе и быть не могло: модель без стохастического нагрева и не могла воспроизвести его результат. К тому же для нашей цели (выявление протозвёзд) более важным оказался участок спектра около 70 мкм (ещё один спитцеровский диапазон). Однако же и стохастический нагрев мелких пылинок в модель мы всё-таки решили добавить.
Надо сказать, что в этой работе нас интересовал, главным образом, спектр в направлении на центр облака. Такие облака на 24 мкм видны в поглощении, то есть не как яркие источники на тёмном фоне, а как тёмные пятна на ярком общегалактическом инфракрасном небе. В наших расчётах эти пятна оказались гораздо более тёмными, чем в реальности. Мы же моделировали не только поглощение на 24 мкм, но и излучение в дальнем ИК-диапазоне и радиодиапазоне. Чтобы обеспечить наблюдаемое излучение в миллиметровом диапазоне, нужно иметь на луче зрения настолько большое количество пыли, что оно должно полностью поглощать фоновое излучение на 24 мкм. Из-за этого мы и предположили, что на 24 микронах облако не только поглощает фоновое излучение, но и слегка светится само. Видом спектра на периферии облака мы не сильно озаботились, ибо посчитали, что там в ИК-диапазоне основной вклад даёт фон, который мы задаём руками и который поэтому и так будет такой, какой нужно.
