Инфракрасная астрономия это кратко
Обновлено: 05.07.2024
Между радиодиапазоном и участком видимого глазом спектра располагается, как уже говорилось, область инфракрасных лучей. Использование этих невидимых лучей для изучения небесных тел началось в 1800 году, когда Вильям Гершель попробовал наблюдать Солнце сквозь различно окрашенные темные стекла.
При рассматривании Солнца через некоторые стекла Гершель чувствовал тепло, несмотря на то, что стекло почти не пропускало света; в опытах с другими стеклами, пропускавшими много света, тепловое ощущение было почти незаметно.
Хотя Гершель был уверен, что источником инфракрасного излучения является любое нагретое тело, он, естественно, не мог предвидеть грандиозных последствий своего открытия.
Эмульсии современных фотопластинок чувствительны к лучам с длиной волны от 760 до 1200 миллимикрон. Примерно век спустя после первой инфракрасной фотографии, полученной Джоном Гершелем, удалось сфотографировать инфракрасные спектры Венеры, Марса и Юпитера. В атмосфере первой из этих планет был обнаружен углекислый газ. Его же нашли и в атмосфере Марса, где, кроме того, оказались в крайне незначительном количестве и водяные пары. Что же касается атмосферы Юпитера, то в ней, как и ожидали, преобладающая роль отведена водороду. Скромное начало имело немалые по значению последствия.
Среди них долгое время безраздельно господствовали термоэлемент и болометр. Оба эти прибора постепенно совершенствовали. В 20-х годах текущего века термоэлемент поместили в вакуум, чем увеличили его чувствительность. Несколько улучшили и конструкцию болометров, что позволило проникнуть дальше в инфракрасный спектр Солнца, вплоть до волн длиной около 22 микрон.
Во время второй мировой войны вошел в практику так называемый элемент Голея. Идея его устройства несложна. В замкнутом объеме находится газ, давление которого при нагревании, естественно, увеличивается. С ростом давления искривляется поверхность зеркала, на которое постоянно направлен луч света специального источника. Следовательно, изменение температуры элемента неизбежно влечет за собой изменение положения отраженного луча, что с большой точностью фиксируется на особой шкале.
Совсем на другом принципе действуют квантовые, или фотопроводниковые, приемники инфракрасного излучения. Их основа — некоторые кристаллы, обладающие свойствами так называемых полупроводников. Когда на них надают невидимые инфракрасные лучи, кристаллы нагреваются, их проводимость меняется, что и фиксируется специальными измерительными приборами.
Стремясь преодолеть это препятствие, приемники инфракрасного излучения размещают на воздушных шарах и космических аппаратах. Атмосфера вся или почти вся оказывается внизу и не мешает наблюдениям. Зато возникают другие неудобства. В космос трудно выносить массивные приборы, трудно применять там длительные экспозиции, повторять наблюдения до тех пор, пока появится полная уверенность в достоверности полученных результатов. В общем, наземные средства наблюдения пока конкурируют с заатмосферными, хотя рано или поздно первенство все же перейдет к последним.
На окулярном конце 125-сантиметрового рефлектора Крымской обсерватории был укреплен призменный инфракрасный спектрометр, с помощью которого В.И. Мороз, видный исследователь в области инфракрасной астрономии, изучил недавно спектры планет и их спутников. Приемником инфракрасного излучения служило особое сернисто-свинцовое фотосопротивление, проводимость которого при нагревании заметно менялась. Хотя наблюдения велись с Земли, сквозь толщу мешающей им атмосферы, результаты получились очень интересными.
Почти всякий раз, когда исследователям планет удавалось проникнуть в инфракрасную часть спектра и изучить находящиеся там спектральные линии, они совершали важное открытие. Так было в 1932 году — в инфракрасном спектре Венеры нашли неизвестные ранее линии с длинами волн 7820, 7883, 8689 ангстрем. Их удалось уверенно приписать углекислому газу и даже (по их интенсивности) сделать правильный вывод об обилии углекислоты в атмосфере Венеры. Подобным образом в 1947 году в спектре Марса были обнаружены две полосы углекислоты с длинами волн, близкими к 1,6 микрон.
Но это — в прошлом. А вот несколько выдающихся открытий, сделанных в последние годы при изучении невидимого инфракрасного излучения планет и их спутников.
Давно обсуждался вопрос о природе густого облачного слоя Венеры. Что это — облака, похожие на земные, то есть состоящие из множества мельчайших водяных капелек, взвешенных в атмосфере? Или это облака пыли, вздымаемые ураганами над сухими, безводными пустынями Венеры? Или, наконец, поверхность Венеры постоянно скрыта от наших глаз ядовитыми парами формальдегида? серной кислоты?
Окончательный вывод о природе облаков Венеры еще не сделан. Ледяные кристаллики, которые могли бы входить в состав высоких облаков Венеры, должны давать полосы поглощения для длин волн в 1½ и 21 миллиметр. Их же в инфракрасном спектре Венеры почему-то нет.
Любопытна инфракрасная карта Венеры (рис. 42). Сплошными линиями показаны изотермы, то есть кривые, соединяющие точки с одинаковыми указанными на них температурами. Пунктиром показан терминатор — граница света и тени (дня и ночи) на поверхности планеты. Примечательно, что на распределение температур он не влияет — факт, доказывающий медленное вращение Венеры вокруг оси, медленное настолько, что разница дневных и ночных температур, по-видимому, сглаживается.
Рис. 42. Инфракрасная карта Венеры.
Еще одна интересная деталь — горячее пятно около южного полюса Венеры. Оно не единственное. Наблюдались и другие подобные пятна, возникавшие и исчезавшие за короткие сроки (за 20—25 часов). Может быть, они порождены мощными действующими вулканами Венеры?
Даже в небольшой телескоп на диске Юпитера легко различимы сероватые полосы. Это облака в мощной метано-аммиачной атмосфере Юпитера. Естественно было ожидать, что в инфракрасном свете картина получится сходной. На самом же деле в диапазоне волн от 8 до 14 микрон Юпитер выглядел неузнаваемым — на нем нельзя было различить ни одной из характерных для него полос. Получается, что распределение температур на видимой поверхности Юпитера никак не связано с распределением облачности в его атмосфере.
Давно известно, что кольца Сатурна представляют собой рои из множества глыб. Московский астроном М.С. Бобров, почти всю жизнь посвятивший исследованию сатурновых колец, нашел, что их составляют тела диаметром от сантиметра до метра. Вместе взятые, они по объему примерно в тысячу раз меньше того объема пространства, которое занимают кольца, причем масса колец Сатурна примерно в сто тысяч раз меньше массы земного шара.
Уже много лет назад было подмечено, что распределение энергии в инфракрасном спектре сатурновых колец не совсем такое, как у Солнца. Было высказано предположение, что частицы кольца покрыты льдом или инеем. Недавно В.И. Мороз с более современной аппаратурой подтвердил эту гипотезу.
У Луны отражательная способность увеличивается с ростом длины волны. У Ио и Каллисто она остается почти постоянной. Эти особенности, по-видимому, говорят о наличии атмосфер и у Ио и у Каллисто. Стоит заметить, что ряд наблюдателей отмечали на поверхности главных спутников Юпитера изменчивые полосы и пятна. Впрочем, во всем этом ничего поразительного нет — Ио, Европа, Каллисто и Ганимед весьма крупные тела, по размерам сравнимые не только с Меркурием, но даже и с Марсом. Если бы они обращались не вокруг Юпитера, а вокруг Солнца, мы бы считали их нормальными планетами.
В целом небо стало бы неузнаваемым. Новые, незнакомые созвездия украсили небосвод. Самыми яркими на нем казались бы холодные звезды с температурой поверхности около 1000 градусов или даже ниже, а также горячие звезды, закрытые облаками пыли, которые играют роль инфракрасного фильтра. Невидимое ныне ядро Галактики ярко просвечивало бы сквозь облачную пелену. Привлекли бы наше внимание и многие загадочные инфракрасные объекты, природа и происхождение которых пока неясны. В частности, вблизи центра Галактики найден очень небольшой (диаметр 0,3 светового года), но зато мощный инфракрасный источник, поток излучения от которого в 300 000 раз превышает по интенсивности общее излучение Солнца. Столь же таинственно, как этот объект, инфракрасное излучение квазаров, по мощности не уступающее их излучению в других диапазонах.
Инфракрасная астрономия - раздел астрономии, посвящённый исследованиям космич. тел по их излучению в области длин волн от 0,8 мкм (красная граница видимой области) до 1 мм (условная граница раздела с радиодиапазоном). В ИК-область спектра попадает максимум интенсивности теплового излучения относительно холодных объектов с темп-рой от 2-3 тыс. К до 3 К: звёзд поздних спектр. классов и окружающих их пылевых оболочек; звёзд на начальных стадиях звездообразования, погружённых в протозвёздные газово-пылевые облака; межзвёздных пыли и газа, а также планет и малых тел Солнечной системы. В длинноволновом участке ИК-области, называемом субмиллиметровым диапазоном, содержится осн. часть энергии реликтового излучения, возникшего на ранней стадии расширения Вселенной. Как и в др. спектр. диапазонах, в ИК-области наблюдаются нетепловые источники космич. излучения (где излучают гл. обр. релятивистские электроны).
Хотя нек-рые наблюдения в ближней ИК-области проводились и раньше (напр., англ. астроном У. Гершель в начале 19 в. исследовал ИК-спектр Солнца при помощи призмы и термометра), И. а. сформировалась к концу 60-х гг. 20 в., когда Дж. Нейгебауэр и Р. Лейтон (США, 1969 г.) выполнили обзор северного неба на волне 2,2 мкм. Был выявлен целый класс объектов, обладающих в ИК-диапазоне "инфракрасным избытком" - излучением, намного большим, чем ожидалось из экстраполяции видимой части звёздных спектров. Исследования на волнах длиннее 4 мкм стали возможными начиная с 60-х гг. благодаря применению охлаждаемого гелием германиевого болометра , разработанного Ф. Лоу (США, 1961 г.).
2. Источники космического инфракрасного излучения
Осн. механизм генерации галактич. ИК-излучения - тепловой, а главная излучающая субстанция - межзвёздная или околозвёздная пыль. Интенсивность излучения пылинки радиусом a описывается ф-лой:
, (1)
где - спектр. плотность излучения ед, площади поверхности пылинки при темп-ре T, даваемая ф-лой Планка (см. Планка закон излучения ), - площадь излучающей поверхности пылинки, - фактор эффективности, учитывающий дифракцию излучения на частицах пыли и оптич. св-ва вещества пыли.
Полное излучение пыли, проинтегрированное по спектру, пропорционально не T 4 , как в случае чёрного тела, а ~ T 5 [вследствие влияния фактора в ф-ле (1)]. Нагрев пыли чаще всего производится УФ- и оптич. излучением близких звёзд. Темп-ра, определяемая условием равенства нагрева и охлаждения, т.е. ур-нием теплового баланса, зависит от соотношения величин поглощённого УФ- и оптич. излучения и испущенного собственного ИК-излучения. Ясно, напр., что увеличению поглощательной способности пыли (равной, по закону Кирхгофа, её излучательной способности на той же волне) в УФ- и оптич. диапазонах и (или) уменьшению её в ИК-области соответствует увеличение темп-ры пыли, и наоборот. Излучательные процессы преобладают в околозвёздных пылевых оболочках.
| Рис. 1. Спектр пропускания атмосферы в ближней и средней инфракрасной области (1,2-40 мкм) на уровне моря (нижняя кривая на графиках) и на высоте 4000 м (верхняя кривая); в субмиллиметровом диапазоне (300-500 мкм) излучение до поверхности Земли не доходит. |
Вдали от горячих звёзд темп-ра пыли определяется нагревом не от отдельных звёзд, а от общего поля излучения звёзд Галактики. Холодные и плотные газопылевые облака, в к-рых еще не образовались звёзды, нагреваются во внеш. слоях общим полем УФ- и оптич. излучения звёзд, а в центральных частях - более проникающ рентг. излучением и космическими лучами , взаимодействующими с газом и пылью. Нагрев таких облаков частично может быть обусловлен выделением гравитационной энергии при их сжатии, а охлаждение пыли во внеш. слоях происходит не только за счёт её длинноволнового (субмиллиметрового) ИК-излучения, но и за счёт передачи кинетич. энергии молекулам газа при столкновениях их с частицами пыли.
Помимо излучения пыли наблюдает линейчатое излучение газа, обусловленное тонкой структурой уровней энергииатомов [CI на волне =157 мкм, OI (63 мкм), OIII (88 мкм), Nell (12,8 мкм и др.] и переходами между вращательно-колебательными и чисто вращательными уровнями энергии молекул (СО, NH3, ОН, SiO, Н2 и др.).
3. Приёмники инфракрасного излучения
Спектр. область ИК-излучения обычно подразделяют на ближнюю ИК-область (с от 0,8 до 5 мкм), среднюю, или промежуточную (5-35 мкм), и далёкую (до мм) ИК-область. Область 0,1 мм мм часто наз. субмиллиметровой (СММ). В соответствии с "окнами прозрачности" атмосферы (рис. 1) фотометрия ИК-излучения использует несколько фотометрич. полос, границы к-рых приведены в табл. 1.
В табл. 1 не включены окна прозрачности с 34 мкм, 350 мкм, 460 мкм, а также ещё более длинноволновые, сменяющиеся при переходе к радиодиапазону практически сплошным пропусканием.
Табл. 1. Система ИК-фотометричских полос
| Фотометрическая полоса | Границы полосы, мкм | Эффективная длина волны , мкм | |
| H | 1,45 | 1,8 | 1,63 |
| K | 1,9 | 2,5 | 2,22 |
| L | 3,05 | 4,1 | 3,6 |
| M | 4,5 | 5,5 | 5,0 |
| N | 7,9 | 13,2 | 10,6 |
| Q | 17 | 28 | 21 |
В ближней и средней ИК-областях часто используются звездные величины , к-рые связаны с потоками излучения ф-лой: . Потоки S0,i, соответствующие звёздной величине m0,i= 0,0, даны для разных фотометрич. полос в табл. 2.
Наземные наблюдения проводятся в окнах прозрачности атмосферы как с помощью обычных оптич. телескопов, так и спец. ИК-телескопов. Специализированные телескопы, обладающие, как правило, меньшим собств. излучением и снабжённые осциллирующим вторичным зеркалом, устанавливаются в высокогорных районах для уменьшения поглощения и собств. фона атмосферы, а также его флуктуации. Так, на вершине потухшего вулкана Мауна-Кеа (Гавайские острова) на высоте 4200 м над уровнем моря установлено четыре крупных спец. ИК-телескопа: франко-канадский с диаметром зеркала D= 375 см, английский (D= 360 см) телескоп Национального управления по аэронавтике и освоению космич. пространства США - НАСА (D= 300 см и 224-см телескоп Гавайского университета.
При астрономич. наблюдениях в ИК диапазоне приходится учитывать наличие собственного излучения атмосферы и телескопа, часто гораздо более сильного, чем регистрируемое излучение источника. Для вычитания фонового излучения обычно применяется метод пространственной модуляции, при к-рой регистрируемый сигнал пропорционален разности мощностей излучения в направлениях на наблюдаемый источник и на соседний участок неба. Устройство типичного астрономич. фотометра показано на рис. 2.
| Рис. 2. Устройство инфракрасного фотометра: 1 - колеблющееся зеркало (модулятор); 2 - фильтр; 3 - криостат с приёмником излучения (болометром); 4 - предусилитель сигнала; 5 - зеркало подсмотра, используемое для наведения фотометра на исследуемую звезду; 6 - электронно-оптический преобразователь (ЭОП) в устройстве слежения; 7 - окуляр с перекрестием нитей; 8 - система, позволяющая перемещать ЭОП по двум координатам в плоскости изображения. |
Табл. 2. Значение потоков и , соответствующих m0,i= 0,0.
| Фотометрическая полоса, (i) | , мкм | , Вт/(см 2 мкм) | , Вт/(м 2 Гц) |
| K | 2,22 | ||
| L | 3,6 | ||
| M | 5,0 | ||
| N | 10,6 | ||
| Q | 21 | ||
| Z | 34 |
Размещение телескопов на высотных самолётах и аэростатах позволяет практически исключить влияние атмосферного поглощения и проводить астрономич. наблюдения практически по всей ИК-области спектра, за исключением участков, близких к наиболее сильным линиям поглощения земной атмосферы. Существенное увеличение чувствительности наблюдений в ИК-диапазоне может быть достигнуто за счёт снижения уровня фона и фотонного шума при установке телескопов на ИСЗ и криогенном охлаждении зеркал. Первый такой специализированный спутник-обсерватория "ИРАС" (ИК-астрономич. спутник, Нидерланды-США-Англия) работал на орбите в 1983 г., провёл полный обзор небесной сферы в диапазоне длин волн от 8 до 120 мкм и обнаружил ок. 250 тыс источников ИК-излучения.
| Рис. 3. Принципиальная схема установки для регистрации инфракрасного излучения космических источников: а - блок-схема системы регистрации инфракрасных источников (1 -телескоп, 2 - криостат с приемником излучения и со спектральными фильтрами, 3 - усилитель переменного напряжения, 4 - система модуляции сигнала, 5 - синхронный детектор, 6 - усилитель постоянного тока, 7 -регистрация сигнала для визуального контроля в процессе наблюдений, 8 - цифровая регистрация для последующей обработки); б -вид сигнала до детектирования при наведениях телескопа на объект и фоновую область и вид соответствующего выходного сигнала фотометра. |
Для получения спектр. разрешения в И. а. используются спектрофотометрич. сменные фильтры низкого разрешения, а также клиновые интерференц. фильтры (ближняя ИК-область), дифракц. спектрометры (ближняя и средняя ИК-область), интерферометры Фабри-Перо (далёкая ИК-область) и особенно широко - метод Фурье-спектрометрии. Он основан на применении интерферометра Майкельсона (см. Интерферометрия ) и позволяет проводить наблюдения с очень высоким спектр. разрешением (до ). Наконец, ещё большее разрешение () достигается при применении гетеродинных спектрометров с лазерной накачкой. Интерферометры Майкельсона и гетеродинные интерферометры используются также и для получения углового разрешения, достигающего 0,1".
4. Результаты астрономических наблюдений в инфракрасной области спектра
Наблюдения в ИК-диапазоне оказались исключительно мощным методом излучения планет и их спутников, астероидов и комет. В ИК-области спектра сосредоточена большая часть энергии собственного теплового излучения твёрдых поверхностей и атмосфер планет. Спектрометрия, наблюдения ИК-излучения планет позволяют определить тепловую структуру атмосфер и их хим. состав. Среди многочисл. результатов к наиболее впечатляющим можно отнести обнаружение внутр. энерговыделения Юпитера и Сатурна, сравнимого по величине с энергией падающего на их поверхности солнечного излучения, наблюдения колец Урана и Юпитера на длине волн 2,2 мкм, обнаружение водяного льда на поверхности спутников планет-гигантов и метанового льда на поверхности Плутона, определение структуры атмосфер планет-гигантов, открытие флуктуаций спектра ИК-излучения комет и их связи с динамикой кометных хвостов.
Многочисл. результаты были получены также при наблюдениях ИК-излучения звёзд. Исследования молекулярных спектров холодных звёзд в ближнем ИК-диапазоне позволили получить богатую информацию о хим. составе звёздных атмосфер, особенно об изотопном составе красных гигантов. Наблюдения непрерывных спектров звёзд показали, что у многих из них спектр состоит из двух компонентов: спектра фотосферы звезды в коротковолновом участке ИК-диапазона и спектра избыточного излучения околозвёздной пыли в более длинноволновой области. Соотношение энергий обоих компонентов может меняться в широких пределах: мощность избыточного ИК-излучения молодых звёзд ранних спектр. классов составляет доли процента от полной светимости звезды, а у звёзд с развитыми пылевыми оболочками излучение фотосферы звезды может практически полностью поглощаться и переизлучаться в околозвёздной пылевой оболочке. Так формируется наблюдаемое ИК-излучение вблизи молодых горячих звёзд, планетарных туманностей , зон НII, расширяющихся оболочек новых звёзд , протяжённых газово-пылевых оболочек звёзд поздних спектр. классов и активных ядер галактик . Пылевая природа эмиссии была окончательно установлена после обнаружения в спектрах ряда объектов (диффузных туманностей, молекулярных облаков, околозвёздных оболочек) особенностей ("деталей") на волнах 3,1 мкм, 9,7 мкм и ок. 20 мкм, обусловленных присутствием частиц льда (Н2О, NН3), силикатных и углеродных частиц.
ИК-исследования показывают, что звёзды, в т.ч. и новые звёзды, во время вспышек образуют большое количество пыли (в частности, силикатного состава).
Наблюдения в ИК-диапазоне позволяют исследовать районы Галактики, скрытые от оптич. наблюдений межзвёздной пылью, поскольку межзвездное поглощение света пылью быстро уменьшается с увеличением длины волны (приблизительно как 1/). Так, поглощение излучения ядра Галактики в видимом диапазоне (световой поток ослабевает в 10 12 раз!); на длине волны 2,2 мкм поглощение уменьшается до неск. звёздных величин, что уже позволяет проводить детальные исследования структуры галактич. ядра. В ядре Галактики обнаружено плотное звездное скопление с массой , аналогичное скоплению, наблюдаемому в оптич. диапазоне в ядре М31 (Туманность Андромеды).
| Рис. 5. Спектры инфракрасного излучения активных галактик (произвольно сдвинуты по вертикальной оси). Максимум излучения области около 100 мкм обусловлен излучением пыли. Для этих галактик характерно активное звездообразование в их ядрах. |
Особенно важным достижением ИК-астрономии, имеющим космогонич. значение, явилось обнаружение в плотных и непрозрачных в видимой области газово-пылевых облаках компактных ярких источников ИК-излучения. Их отличительным св-вом оказалось отсутствие теплового радиоизлучения, характерного для обычных (не столь молодых) областей НII. Такие объекты принято считать протозвездами, eще не достигшими главной последовательности на Герцшпрунга-Ресселла диаграмме (см. Звездообразование ).
Межзвёздная среда галактич. диска сама по себе явл. мощным источником длинноволнового ИК-излучения. Пылевой компонент межзвёздной среды со ср. темп-рой ок. 15 К испускает фотоны с непрерывным спектром и максимумом в диапазоне 100-500 мкм.
При исследовании внегалактич. источников ИК-излучения было обнаружено, что у многих галактик с активными ядрами и квазаров большая часть излучаемой ими энергии сосредоточена в ИК-области, где наблюдают ярко выраженные максимумы (рис. 5). Так, ядро сейфертовской галактики NGC 1068 в диапазоне длин волн от 2 до 1000 мкм излучает до 98% от полной светимости. Максимум интенсивности у большинства таких галактик находится вблизи 100 мкм; их излучение образуется в комплексе газово-пылевых облаков, окружающих центральный источник нетеплового излучения. В спектре нек-рых источников (квазаров и лацертидов) не обнаружено характерных спектр. особенностей излучения пыли, т.е. их излучение, скорее всего, явл. нетепловым. Тем не менее существует класс нетепловых источников, т.н. субмиллиметровых квазаров, большая часть излучения к-рых сосредоточена в области длинноволнового ИК-излучения (рис. 6).
| Рис. 6. Спектральное распределение энергии излучения квазара 1413+135 (с учётом его красного смещения z). Как показывает эксперимент (точки на рисунке), основная энергия излучения приходится на область от 3 мм до 2 мкм. Штриховая линия соответствует синхротронному излучению оптически тонкого слоя плазмы , а сплошные - тепловому излучению пыли с фактором эффективности . |
Исключит. интерес представляет исследование методами радиоастрономии и И. а. изотропного микроволнового фонового излучения (реликтового излучения), образовавшегося на ранних стадиях расширения Вселенной.
Лит.:
Фацио Дж., Инфракрасная астрономия, в кн.: На переднем крае астрофизики, пер. с англ., М., 1979; Шоломицкий Г.Б., Прилуцкий О.Ф., Инфракрасная и субмиллиметровая астрономия, М., 1979 (Итоги науки и техники. Сер. исследование космич. пространства, т. 14).
Инфракрасное излучение является электромагнитным излучением с длиной волны от 740 нм[8] до примерно 1 мм.
Инфракрасное излучение от космических объектов поглощается парами воды в атмосфере, поэтому инфракрасные телескопы расположены либо на большой высоте, в условиях низкой влажности, либо на спутниках за пределами атмосферы. Инфракрасный телескоп — это большое вогнутое зеркало, фокусирующее излучение на инфракрасном датчике. Прибор должен быть охлажден, чтобы сам телескоп перестал испускать инфракрасное излучение. Трехметровый инфракрасный телескоп расположен на Гавайях, поскольку там очень сухой климат.
Инфракрасное излучение испускается космическими объектами недостаточно горячими для того, чтобы испускать свет. Облака пыли в космическом пространстве тоже испускают электромагнитное излучение в этой части спектра. Таким образом, инфракрасные телескопы могут предоставлять изображения объектов и облаков пыли в космосе, которые невозможно наблюдать с помощью оптических телескопов. В 1983 году в течение 10 месяцев на орбите находился инфракрасный астрономический спутник IRAS. За это время его 60-сантиметровый рефлектор передал изображение облаков пыли вокруг ближайших звезд. Было обнаружено, что далекие галактики тоже испускают значительные количества теплового излучения.
После запуска в 1995 году инфракрасной космической лаборатории ISO, астрономы более двух лет получали изображения объектов и облаков пыли в космосе. Новый инфракрасный космический телескоп с диаметром рефлектора 0,85 м должен быть выведен на орбиту в 2002 году.
Инфракрасная техника
Инфракрасная техника Инфракрасная техника – технические средства, устройства, приборы, действующие на инфракрасном излучении. Инфракрасное излучение – это электромагнитное излучение в спектре между красным концом видимого света и коротковолновым радиоизлучением.
Раздел I Астрономия
Раздел I Астрономия
Астрономия и астрофизика
Астрономия и астрофизика Какова структура Вселенной? Изучение скоплений и сверхскоплений галактик позволяет создать модель Вселенной в большом масштабе, то есть определить, как распределяется материя внутри очень большого пространства. В этом смысле самый
АСТРОНОМИЯ
АСТРОНОМИЯ Две вещи наполняют душу всегда новым и все более сильным удивлением и благоговением, чем чаще и продолжительнее мы размышляем о них, – это звездное небо надо мной и моральный закон во мне. Иммануил Кант Когда я смотрю на усеянный звездами небосвод, из головы у
Инфракрасная астрономия это филиал астрономия и астрофизика что изучает астрономические объекты виден в инфракрасный (ИК) излучение. В длина волны инфракрасного света от 0,75 до 300 мкм. Инфракрасный находится между видимый радиация, которая колеблется от 380 до 750 нанометры, и субмиллиметр волны.
Инфракрасная астрономия началась в 1830-х годах, через несколько десятилетий после открытия инфракрасного света. Уильям Гершель в 1800 году. Ранний прогресс был ограниченным, и только в начале 20 века убедительные открытия других астрономических объектов, кроме солнце и Луна были выполнены в инфракрасном свете. После ряда открытий, сделанных в 1950-1960-х гг. радиоастрономия, астрономы осознал информацию, доступную за пределами видимого диапазона длин волн, и была создана современная инфракрасная астрономия.
Инфракрасный и оптическая астрономия часто практикуются с использованием тех же телескопы, как то же зеркала или же линзы обычно эффективны в диапазоне длин волн, который включает как видимый, так и инфракрасный свет. Оба поля также используют твердое состояние детекторы, хотя конкретный тип твердотельных фотоприемники б / у разные. Инфракрасный свет поглощен на многих длинах волн водяным паром в Атмосфера Земли, поэтому большинство инфракрасных телескопов находятся на большой высоте в сухих местах, над максимально возможной частью атмосферы. В космосе также есть инфракрасные обсерватории, в том числе Космический телескоп Спитцера и Космическая обсерватория Гершеля.
Содержание
История
Высоко на плато Чаджнантор Большая миллиметровая матрица Atacama представляет собой исключительное место для инфракрасной астрономии. [2]
Начиная с 1830-х годов и продолжаясь в течение 19 века, предпринимались попытки обнаружить инфракрасное излучение от других астрономических источников. Излучение Луны было впервые обнаружено в 1856 году Чарльзом Пиацци Смитом, королевским астрономом Шотландии, во время экспедиции на Тенерифе, чтобы проверить свои идеи об астрономии на вершинах гор. Эрнест Фокс Николс использовал модифицированный Радиометр Крукса в попытке обнаружить инфракрасное излучение от Арктур и Вега, но Николс посчитал результаты неубедительными. Тем не менее, соотношение потоков, которые он сообщил для двух звезды соответствует современным ценностям, поэтому Джордж Рике дает Николсу заслугу в первом обнаружении звезды, отличной от нашей, в инфракрасном диапазоне. [3]
Область инфракрасной астрономии продолжала медленно развиваться в начале 20 века, так как Сет Барнс Николсон и Эдисон Петтит развитый термобатарея детекторы, способные к точному инфракрасному фотометрия и чувствителен к нескольким сотням звезд. Традиционные астрономы в основном пренебрегали этой областью, хотя до 1960-х годов большинство ученых, которые практиковали инфракрасную астрономию, фактически прошли подготовку. физики. Успех радиоастрономии в 1950-х и 1960-х годах в сочетании с усовершенствованием технологии инфракрасных детекторов побудил большее количество астрономов обратить на это внимание, и инфракрасная астрономия прочно вошла в область астрономии. [3] [4]
Инфракрасный космические телескопы поступил на вооружение. В 1983 г. IRAS сделал обзор неба. В 1995 году Европейское космическое агентство создало Инфракрасная космическая обсерватория. В 1998 году на этом спутнике закончился жидкий гелий. Однако до этого он обнаружил протозвезды и воду в нашей Вселенной (даже на Сатурне и Уране). [5]
25 августа 2003 года НАСА запустило Космический телескоп Спитцера, ранее известный как Космический инфракрасный телескоп. В 2009 году в телескопе закончился жидкий гелий, и он потерял способность видеть. дальний инфракрасный. Он обнаружил звезды, туманность Двойная спираль и свет от внесолнечные планеты. Он продолжал работать в диапазонах 3,6 и 4,5 мкм. С тех пор другие инфракрасные телескопы помогли обнаружить новые формирующиеся звезды, туманности и звездные ясли. Инфракрасные телескопы открыли для нас совершенно новую часть галактики. Они также полезны для наблюдения за очень далекими объектами, такими как квазары. Квазары удаляются от Земли. Получающееся в результате большое красное смещение делает их трудными целями для оптического телескопа. Инфракрасные телескопы дают о них гораздо больше информации.
В мае 2008 года группа международных инфракрасных астрономов доказала, что межгалактическая пыль сильно тускнеет свет далеких галактик. На самом деле галактики почти в два раза ярче, чем кажутся. Пыль поглощает большую часть видимого света и повторно излучает его как инфракрасный свет. [6]
Современная инфракрасная астрономия
Художественное впечатление о галактике W2246-0526, одиночная галактика, светящаяся в инфракрасном свете так же интенсивно, как 350 триллионов Солнц. [8]
Как и все другие формы электромагнитное излучение, инфракрасное излучение используется астрономами для изучения вселенная. Действительно, инфракрасные измерения, сделанные 2МАССА и МУДРЫЙ астрономические исследования оказались особенно эффективными в обнаружении ранее неоткрытых звездные скопления. [9] [10] Примерами таких встроенных звездных скоплений являются FSR 1424, FSR 1432, Camargo 394, Camargo 399, Majaess 30 и Majaess 99. [11] [12] Инфракрасные телескопы, в том числе большинство основных оптических телескопов, а также несколько специализированных инфракрасных телескопов, нуждаются в охлаждении. жидкий азот и защищен от теплых предметов. Причина в том, что объекты с температурой в несколько сотен кельвины испускают большую часть своих тепловой энергия на инфракрасных длинах волн. Если бы инфракрасные детекторы не охлаждались, излучение самого детектора могло бы внести шум, который затмил бы излучение любого небесного источника. Это особенно важно в средней и дальней инфракрасной областях спектра.
Чтобы достичь более высокого угловое разрешение, некоторые инфракрасные телескопы объединены в астрономические интерферометры. Эффективное разрешение интерферометра определяется расстоянием между телескопами, а не размером отдельных телескопов. При использовании вместе с адаптивная оптика, инфракрасные интерферометры, такие как два 10-метровых телескопа в обсерватории Кек или четыре 8,2-метровых телескопа, составляющих Очень большой телескоп Интерферометр позволяет добиться высокого углового разрешения.
Основным ограничением инфракрасной чувствительности наземных телескопов является атмосфера Земли. Водяной пар поглощает значительное количество инфракрасного излучения, а сама атмосфера излучает инфракрасные волны. По этой причине большинство инфракрасных телескопов устанавливаются в очень сухих местах на большой высоте, так что они находятся над большей частью водяного пара в атмосфере. Подходящие места на Земле включают Обсерватория Мауна-Кеа на высоте 4205 метров над уровнем моря Обсерватория Паранал на высоте 2635 метров в Чили и районы высокогорной ледяной пустыни, такие как Купол C в Антарктика. Даже на больших высотах прозрачность атмосферы Земли ограничена, за исключением инфракрасные окна, или длины волн, при которых атмосфера Земли прозрачна. [13] Основные инфракрасные окна перечислены ниже:
| Спектр | Длина волны (микрометры) | Астрономический группы | Телескопы |
|---|---|---|---|
| Ближний инфракрасный | 0,65 до 1,0 | R и I группы | Все основные оптические телескопы |
| Ближний инфракрасный | 1,1 к 1,4 | Группа J | Большинство основных оптических телескопов и большинство специализированных инфракрасных телескопов |
| Ближний инфракрасный | От 1,5 до 1,8 | Группа H | Большинство основных оптических телескопов и большинство специализированных инфракрасных телескопов |
| Ближний инфракрасный | От 2,0 до 2,4 | Группа K | Большинство основных оптических телескопов и большинство специализированных инфракрасных телескопов |
| Ближний инфракрасный | От 3,0 до 4,0 | L группа | Большинство специализированных инфракрасных телескопов и некоторые оптические телескопы |
| Ближний инфракрасный | От 4,6 до 5,0 | Группа M | Большинство специализированных инфракрасных телескопов и некоторые оптические телескопы |
| Средний инфракрасный | От 7,5 до 14,5 | Группа N | Большинство специализированных инфракрасных телескопов и некоторые оптические телескопы |
| Средний инфракрасный | 17–25 | Q диапазон | Некоторые специализированные инфракрасные телескопы и некоторые оптические телескопы |
| Дальний инфракрасный | От 28 до 40 | Z группа | Некоторые специализированные инфракрасные телескопы и некоторые оптические телескопы |
| Дальний инфракрасный | 330–370 | Некоторые специализированные инфракрасные телескопы и некоторые оптические телескопы | |
| Дальний инфракрасный | 450 | субмиллиметр | Субмиллиметровые телескопы |
Как и в случае с телескопами видимого света, космос - идеальное место для инфракрасных телескопов. В космосе изображения с инфракрасных телескопов могут достигать более высокого разрешения, поскольку они не страдают от размытие вызваны атмосферой Земли, а также свободны от поглощения, вызванного атмосферой Земли. Современные инфракрасные телескопы в космосе включают Космическую обсерваторию Гершеля, Космический телескоп Спитцера и Широкопольный инфракрасный обозреватель. Поскольку вывод телескопов на орбиту обходится дорого, существуют также воздушные обсерватории, такие как Стратосферная обсерватория для инфракрасной астрономии и Воздушная обсерватория Койпера. Эти обсерватории размещают телескопы над большей частью, но не над всей атмосферой, что означает, что инфракрасный свет из космоса поглощается водяным паром в атмосфере.
Читайте также: