Астронет> Інфрачервона астрономія

1. 1. Введення 2. Джерела космічного інфрачервоного випромінювання 3. Приймачі інфрачервоного випромінювання...
2. 2. Джерела космічного інфрачервоного випромінювання
3. 3. Приймачі інфрачервоного випромінювання
4. 4. Результати астрономічних спостережень в інфрачервоній області спектра

1. Введення
2. Джерела космічного інфрачервоного випромінювання
3. Приймачі інфрачервоного випромінювання
4. Результати астрономічних спостережень в інфрачервоній області спектра

1. Введення

Наша сеть партнеров Banwar

Інфрачервона астрономія - розділ астрономії, присвячений дослідженням космічних. тел по їх випромінюванню в області довжин хвиль від 0,8 мкм (червона межа видимій області) до 1 мм (умовна межа розділу з радіодіапазоні). В ІК-область спектра потрапляє максимум інтенсивності теплового випромінювання щодо холодних об'єктів з температурою від 2-3 тис. До до 3 К: зірок пізніх спектр. класів і оточуючих їх пилових оболонок; зірок на початкових стадіях зореутворення, занурених у протозвёздние газово-пилові хмари; міжзоряних пилу і газу, а також планет і малих тіл Сонячної системи. В довгохвильовому ділянці ІЧ-області, званому субміліметровим діапазоном, міститься осн. частина енергії реліктового випромінювання, що виник на ранній стадії розширення Всесвіту. Як і в ін. Спектр. діапазонах, в ІК-області спостерігаються нетеплові джерела космич. випромінювання (де випромінюють гл. обр. релятивістські електрони).

Хоча нек-риє спостереження в ближній ІЧ-області проводилися і раніше (напр., Англ. Астроном У. Гершель на початку 19 ст. Досліджував ІК-спектр Сонця за допомогою призми і термометра), І. а. сформувалася до кінця 60-х рр. 20 в., Коли Дж. Нейгебауер і Р. Лейтон (США, 1969 г.) виконали огляд північного неба на хвилі 2,2 мкм. Був виявлений цілий клас об'єктів, що володіють в ІК-діапазоні "інфрачервоним надлишком" - випромінюванням, набагато більшим, ніж очікувалося з екстраполяції видимої частини зоряних спектрів. Дослідження на хвилях довше 4 мкм стали можливими починаючи з 60-х рр. завдяки застосуванню охлаждаемого гелієм германієвого болометра , Розробленого Ф. Лоу (США, 1961 рік).

2. Джерела космічного інфрачервоного випромінювання

Осн. механізм генерації галактичного. ІК-випромінювання - теплової, а головна випромінює субстанція - міжзоряне або околозвёздная пил. Інтенсивність випромінювання порошинки радіусом a описується ф-лій:
, (1)
де - спектр. щільність випромінювання од, площі поверхні порошинки при темп-ре T, що дається ф-лій Планка (див. Планка закон випромінювання ), - площа поверхні, що випромінює порошинки, - фактор ефективності, що враховує дифракцию випромінювання на частинках пилу і оптич. св-ва речовини пилу.

Повне випромінювання пилу, проинтегрировал по спектру, пропорційно НЕ T 4, як у випадку чорного тіла, а ~ T 5 [внаслідок впливу фактора в ф-ле (1)]. Нагрівання пилу найчастіше проводиться УФ і оптич. випромінюванням близьких зірок. Темп-ра, яка визначається умовою рівності нагрівання та охолодження, тобто рівнянням теплового балансу, залежить від співвідношення величин поглиненого УФ і оптич. випромінювання і випущеного власного інфрачервоного випромінювання. Ясно, напр., Що збільшення поглинальної здатності пилу (рівній, згідно із законом Кирхгофа, її випромінювальної здатності на тій же хвилі) в УФ і оптич. діапазонах і (або) зменшення її в ІК-області відповідає збільшення темп-ри пилу, і навпаки. Випромінювальні процеси переважають в околозвёздних пилових оболонках.

Далеко від гарячих зірок темп-ра пилу визначається нагріванням немає від окремих зірок, а від загального поля випромінювання зірок Галактики. Холодні і щільні газопилові хмари, в яких брало ще не утворилися зірки, нагріваються під зовн. шарах загальним полем УФ і оптич. випромінювання зірок, а в центральних частинах - понад пронікающ рентген. випромінюванням і космічними променями , Взаємодіючими з газом і пилом. Нагрівання таких хмар частково може бути обумовлений виділенням гравітаційної енергії при їх стисненні, а охолодження пилу у зовн. шарах відбувається не тільки за рахунок її довгохвильового (субміліметрового) ІК-випромінювання, але і за рахунок передачі кінетичної. енергії молекулам газу при зіткненнях їх з частинками пилу.

Крім випромінювання пилу спостерігає лінійчатим випромінювання газу, обумовлене тонкою структурою рівнів енергііатомов [CI на хвилі = 157 мкм, OI (63 мкм), OIII (88 мкм), Nell (12,8 мкм і ін.] І переходами між вращательно-коливальними і чисто обертальними рівнями енергії молекул (СО, NH3, ОН, SiO, Н2 і ін.).

3. Приймачі інфрачервоного випромінювання

Спектр. область інфрачервоного випромінювання зазвичай поділяють на ближню ІЧ-область (з від 0,8 до 5 мкм), середню, або проміжну (5-35 мкм), і далеку (до мм) ІК-область. Область 0,1 мм мм часто наз. субміліметрової (СММ). Відповідно до "вікнами прозорості" атмосфери (рис. 1) фотометрія ІК-випромінювання використовує кілька фотометріч. смуг, межі яких брало наведені в табл. 1.

У табл. 1 не включені вікна прозорості з 34 мкм, 350 мкм, 460 мкм, а також ще більш довгохвильові, що змінюються при переході до радіодіапазоні практично суцільним пропусканням.

Табл. 1. Система ІК-фотометрічскіх смуг

фотометрична
смуга Межі смуги, мкм
ефективна
довжина хвилі
, 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

У ближній і середній ІЧ-областях часто використовуються зоряні величини , К-які пов'язані з потоками випромінювання ф-лій: . Потоки S0, i, відповідні зоряної величини m0, i = 0,0, дані для різних фотометріч. смуг в табл. 2.

Наземні спостереження проводяться в вікнах прозорості атмосфери як за допомогою звичайних оптичних. телескопів, так і спец. ІК-телескопів. Спеціалізовані телескопи, що володіють, як правило, меншим власної. випромінюванням і забезпечені осцилюють вторинним дзеркалом, встановлюються у високогірних районах для зменшення поглинання і власної. фону атмосфери, а також його флуктуації. Так, на вершині згаслого вулкана Мауна-Кеа (Гавайські острови) на висоті 4200 м над рівнем моря встановлено чотири великих спец. ІК-телескопа: франко-канадський з діаметром дзеркала D = 375 см, англійська (D = 360 см) телескоп Національного управління з аеронавтики і освоєння космічних. простору США - НАСА (D = 300 см і 224-сантиметровий телескоп Гавайського університету.

При астрономич. спостереженнях в ІК діапазоні доводиться враховувати наявність власного випромінювання атмосфери і телескопа, часто набагато більш сильного, ніж реєстроване випромінювання джерела. Для вирахування фонового випромінювання зазвичай застосовується метод просторової модуляції, при якій реєструється сигнал пропорційний різниці потужностей випромінювання в напрямках на спостережуваний джерело і на сусідню ділянку неба. Пристрій типового астрономич. фотометра показано на рис. 2.

Для реєстрації корисного сигналу на тлі шумів приймача, фотонного шуму і флуктуації емісії атмосфери застосовуються радиометрич. методи (рис. З): зібране телескопом випромінювання після модуляції надходить на ІЧ-приймач, детектується і перетворюється в змінну напругу на частоті модуляції (сканування), до-рої після посилення і синхронної демодуляції реєструється або в аналоговому вигляді, зручному для візуального контролю, або в цифровому, зручному для подальшої обробки на ЕОМ. Вимірювання потоку випромінювання від досліджуваного об'єкта полягає в реєстрації різниць "джерело-фон I" (змінну напругу виду I на рис. 3) і "фон II-джерело" (змінну напругу виду II). Віднімання першої різниці з другої дає подвоєний потік джерела в інструментальних одиницях (напр., В вольтах). Якщо порівняти його з зареєстрованим таким же чином випромінюванням т.зв. стандартного джерела (зірки) з відомим потоком на тій же хвилі, то можна отримати величину абс. потоку від вимірюваного джерела. Значення потоку поза земною атмосферою отримують після врахування поглинання в атмосфері, що визначається в процесі спостережень за відносно яскравим (напр., Тим же стандартним) джерел.

Табл. 2. Значення потоків і , Відповідних m0, i = 0,0.

Розміщення телескопів на висотних літаках і аеростатах дозволяє практично виключити вплив атмосферного поглинання і проводити астрономич. спостереження практично по всій ІК-області спектра, за винятком ділянок, близьких до найбільш сильним лініях поглинання земної атмосфери. Істотне збільшення чутливості спостережень в ІК-діапазоні може бути досягнуто за рахунок зниження рівня фону і фотонного шуму при установці телескопів на ШСЗ і криогенном охолодженні дзеркал. Перший такий спеціалізований супутник-обсерваторія "Ірасу" (ІК-астрономич. Супутник, Нідерланди-США-Англія) працював на орбіті в 1983 р, провів повний огляд небесної сфери в діапазоні довжин хвиль від 8 до 120 мкм і виявив ок. 250 тис джерел інфрачервоного випромінювання.

Реєстрація короткохвильового інфрачервоного випромінювання з довжиною хвилі менше 1,2 мкм проводиться за допомогою спец. фотоемульсій і фотопомножувачів. До довжин хвиль 5,5 мкм дуже ефективний фотовольтаїчний приймач з InSb, що охолоджується рідким азотом до 78 К (рис. 4). В області довших хвиль використовуються майже виключно теплові приймачі (найчастіше германієві або складові болометри охолоджувані рідким 4Не до темп-pи ок. 1,5 К, іноді нижче - відкачуванням парів рідкого 3Не). Знайшли застосування охолоджувані фоторезистори, особеннно ефективні в умовах низького фонового випромінювання. Звичайно потрібно охолоджувати не тільки приймачі, але також спектр. фільтри і діафрагми, обмежуючи потік падаючого на детектор зовн. фонового випромінювання. Поріг чутливості приймачів інфрачервоного випромінювання прийнято характеризувати еквівалентною потужністю шуму (ЕМШ), тобто потужністю падаючого на приймач випромінювання, до-рої викличе появу напруги (або струму) з середньоквадратичним значенням, рівним середньо квадратичної величиною шуму. Для ідеального приймача, що не має власних джерел шуму і шум догрого обумовлений флуктуаціями потоку фотонів, ЕМШ дорівнює (в Вт / Гц1 / 2):
ЕMШ = , (2)
де T ф і - темп-ра і пор. значення потужності падаючого на приймач фонового випромінювання, A - коеф., що дорівнює 1 для болометрів і фотовольтаїчному приймачів і 2 для фоторезисторів, Болометр. До шумів приймача і квантовим флуктуацій фону, описуваних ф-лій (2), в реальних приладах додаються шуми підсилювача, к-рому підключений приймач випромінювання. У фотосопротивлений в складі охолоджуваних телескопів ЕМШ може досягати 10-17 Вт / Гц2.

Для отримання спектр. дозволу в І. а. використовуються спектрофотометрич. змінні фільтри низького дозволу, а також клинові інтерференція. фільтри (ближня ІЧ-область), дифракції. спектрометри (ближня і середня ІК-область), інтерферометри Фабрі-Перо (далека ІК-область) і особливо широко - метод Фур'є-спектрометрії. Він заснований на застосуванні інтерферометра Майкельсона (див. інтерферометрія ) І дозволяє проводити спостереження з дуже високим спектр. дозволом (до ). Нарешті, ще більшу роздільну здатність ( ) Досягається при застосуванні гетеродинних спектрометрів з лазерної накачуванням. Інтерферометри Майкельсона і гетеродинні інтерферометри використовуються також і для отримання кутового дозволу, що досягає 0,1 ".

4. Результати астрономічних спостережень в інфрачервоній області спектра

Спостереження в ІК-діапазоні виявилися виключно потужним методом випромінювання планет і їх супутників, астероїдів і комет. В ІК-області спектра зосереджена велика частина енергії власного теплового випромінювання твердих поверхонь і атмосфер планет. Спектрометрія, спостереження інфрачервоного випромінювання планет дозволяють визначити теплову структуру атмосфер і їх хім. склад. Серед багаточисельних. результатів до найбільш вражаючим можна віднести виявлення внутр. енерговиділення Юпітера і Сатурна, який можна порівняти за величиною з енергією падаючого на їх поверхні сонячного випромінювання, спостереження кілець Урана і Юпітера на довжині хвиль 2,2 мкм, виявлення водяного льоду на поверхні супутників планет-гігантів і метанового льоду на поверхні Плутона, визначення структури атмосфер планет -гіганти, відкриття флуктуацій спектра інфрачервоного випромінювання комет і їх зв'язку з динамікою кометних хвостів.

Багаточисельних. результати були отримані також при спостереженнях ІК-випромінювання зірок. Дослідження молекулярних спектрів холодних зірок в ближньому ІЧ-діапазоні дозволили отримати багату інформацію про хім. складі зоряних атмосфер, особливо про ізотопний склад червоних гігантів. Спостереження безперервних спектрів зірок показали, що у багатьох з них спектр складається з двох компонентів: спектра фотосфери зірки в короткохвильовому ділянці ІЧ-діапазону і спектра надлишкового випромінювання околозвёздной пилу в більш довгохвильовій області. Співвідношення енергій обох компонентів може змінюватися в широких межах: потужність надлишкового ІЧ-випромінювання молодих зірок ранніх спектр. класів становить частки відсотка від повної світності зірки, а у зірок з розвиненими пиловими оболонками випромінювання фотосфери зірки може практично повністю поглинатися і перєїзлучать в околозвёздной пиловий оболонці. Так формується спостережуване ІК-випромінювання поблизу молодих гарячих зірок, планетарних туманностей , Зон НII, розширюються оболонок нових зірок , Протяжних газово-пилових оболонок зірок пізніх спектр. класів і активних ядер галактик . Пилова природа емісії була остаточно встановлена ​​після виявлення в спектрах ряду об'єктів (дифузних туманностей, молекулярних хмар, околозвёздних оболонок) особливостей ( "деталей") на хвилях 3,1 мкм, 9,7 мкм і ок. 20 мкм, обумовлених присутністю частинок льоду (Н2О, NН3), силікатних і вуглецевих частинок.

ІК-дослідження показують, що зірки, в т.ч. і нові зірки, під час спалахів утворюють велику кількість пилу (зокрема, силікатного складу).

Спостереження в ІК-діапазоні дозволяють досліджувати райони Галактики, приховані від оптич. спостережень міжзоряного пилом, оскільки міжзоряне поглинання світла пилом швидко зменшується зі збільшенням довжини хвилі (приблизно як 1 / ). Так, поглинання випромінювання ядра Галактики в видимому діапазоні (Світловий потік слабшає в 1012 разів!); на довжині хвилі 2,2 мкм поглинання зменшується до дек. зоряних величин, що вже дозволяє проводити детальні дослідження структури галактичного. ядра. У ядрі Галактики виявлено щільне зоряне скупчення з масою , Аналогічне скупчення, що спостерігається в оптич. діапазоні в ядрі М31 (Туманність Андромеди).

Особливо важливим досягненням ІК-астрономії, які мають космогоніч. значення, стало виявлення в щільних і непрозорих у видимій області газово-пилових хмарах компактних яскравих джерел інфрачервоного випромінювання. Їх відмітною св-вом виявилася відсутність теплового радіовипромінювання, характерного для звичайних (не настільки молодих) областей НII. Такі об'єкти прийнято вважати протозірку, eще які не досягли головної послідовності на ГерцшпрунганРесселла діаграмі (Див. зореутворення ).

Міжзоряне середу галактичного. диска сама по собі явл. потужним джерелом довгохвильового інфрачервоного випромінювання. Пиловий компонент міжзоряного середовища зі пор. температурою ок. 15 До випускає фотони з безперервним спектром і максимумом в діапазоні 100-500 мкм.

При дослідженні внегалактіч. джерел ІЧ-випромінювання було виявлено, що у багатьох галактик з активними ядрами і квазарів велика частина випромінюваної ними енергії зосереджена в ІК-області, де спостерігають яскраво виражені максимуми (рис. 5). Так, ядро сейфертовських галактики NGC +1068 в діапазоні довжин хвиль від 2 до 1000 мкм випромінює до 98% від повної світності. Максимум інтенсивності у більшості таких галактик знаходиться поблизу 100 мкм; їх випромінювання утворюється в комплексі газово-пилових хмар, що оточують центральний джерело нетеплового випромінювання. В спектрі деяких джерел (квазарів і лацертиди) не виявлено характерних спектр. особливостей випромінювання пилу, тобто їх випромінювання, швидше за все, явл. нетепловим. Проте існує клас нетеплових джерел, т.зв. субміліметрових квазарів, велика частина випромінювання яких брало зосереджена в області довгохвильового інфрачервоного випромінювання (рис. 6).

Виключить. інтерес представляє дослідження методами радіоастрономії і І. а. изотропного мікрохвильового фонового випромінювання (Реліктового випромінювання), що утворився на ранніх стадіях розширення Всесвіту.

Літ .:
Фаціо Дж., Інфрачервона астрономія, в кн .: На передньому краї астрофізики, пров. з англ., М., 1979; Шоломицький Г.Б., Прилуцький О.Ф., Інфрачервона і субміліметрова астрономія, М., 1979 (Підсумки науки і техніки. Сер. Дослідження космічних. Простору, т. 14).

(Г.Б. Шоломицький)