Инфракрасная астрономия. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Инфракрасная астрономия - область наблюдательной астрофизики, объединяющая методы и результаты исследований излучения астр, объектов в ИК-диапазоне (0,7 мкм - 1 мм). Иногда как часть И. а. выделяют субмиллиметровую астрономию (0,1 - 1 мм). Первым шагом в истории И. а. было открытие ИК-излучения Солнца [У. Гершель (W. Неrschel), 1800]. Методы И. а. Земная атмосфера прозрачна только в отд. участках (полосах) ИК-области спектра (табл.). Поглощение обусловлено в основном водяным паром. Его концентрация быстро убывает с высотой и на высоте ~12 км прибл. в 10³ раз меньше, чем на уровне моря. Поэтому большие возможности для И. а. открываются при установке аппаратуры на аэростатах и высотных самолётах. Наилучшие результаты даёт вывод ИК-телескопа в космос. При этом оказывается возможным полностью охладить всю его оптику и резко снизить инструментальный фон теплового излучения, к-рый также существенно ограничивает возможности наземных измерений. Первый космич. ИК-телескоп был установлен на спутнике "ИРАС" (Infra red Astronomical Sattelite; Нидерланды, США и Великобритания, 1983). Он проработал ок. года, время жизни ограничивалось запасом жидкого гелия на борту. Потоки ИК-излучения звёзд в окнах прозрачности земной атмосферы

(1) I, J и т. д. -обозначения полос, широко применяемых в ИК-астроно.мии для фотометрических исследований звёзд и галактик при помощи фильтров (см. Астрофотометрия; )они соответствуют окнам прозрачности земной атмосферы; l_e- эффективная длина волны, Dl -ширина полосы по уровню 0,5. (2) Время накопления сигналов 1 мин, среднеквадратичная ошибка 0,05^m. Оценки (кроме I) даны по результатам измерений с JHKLM-фотометром и NQ-фотометром Южной станции ГАИШ. В N и Q возможно улучшение на 2-3^m при дальнейшей оптимизации конструкции фотометра (уменьшение инструментального фона). Для сравнения укажем, что в визуальной области спектра (полоса V, l_e=0,55 мкм) предельная звёздная величина ~15^m при тех же условиях. Для детального исследования в окнах прозрачности земной атмосферы отд. источников с известными координатами широко применяются наземные телескопы с ИК регистрирующей аппаратурой. На рис. 1 приведена упрощённая схема измерений, применяемая в И. а. для фотометрии источников с малыми угл. размерами (звёзд, галактик, астероидов и др.), а в табл. даны предельные звёздные величины. Зеркало З₂ (рис. 1) совершает периодич. колебания (частота ~20 Гц), в результате к-рых в плоскости приёмной площадки образуются два изображения звезды (А и Б), разнесённые на расстояние несколько большее, чем размеры приёмной площадки. При измерениях смещением всего телескопа на малый угол (~10'') приёмная площадка совмещается попеременно (с периодом t₀, обычно неск. десятков секунд) с изображениями А и Б, в результате чего зависимость сигнала от времени на выходе СД имеет вид кривой, показанной на рис. 1 справа внизу. При такой схеме измерений излучение звезды выделяется на фоне

Рис. 1. Упрощённая схема телескопа с инфракрасным фотометром для исследования источников, имеющих малые угловые размеры: З₁ - главное зеркало; З₂ - вторичное зеркало; З₃ - плоское "диагональное" зеркало; З₄ - плоское зеркало для визуального наблюдения поля вокруг наблюдаемого объекта и контроля ведения телескопа по соседним звёздам; З₅ - плоское убирающееся зеркало с окуляром О₂ для точного наведения; Кр - криостат с оптическим входом; Ф - холодный фильтр; Д - система холодных диафрагм, выделяющая узкий угол (такой, что приёмник "видит" только вторичное зеркало); П - приёмник излучения; У - усилитель; СД - синхронный детектор; И - интегратор; Р - регистрирующее устройство.

потока теплового излучения прибора с наименьшими потерями. В качестве приёмников в И. а. наиб, эффективно используются фотодиоды InSb в фотовольтаич. режиме (охлаждение твёрдым азотом до 60 К) и полупроводниковые болометры на основе германия, легированного галлием (~2 К - жидкий гелий с откачкой). Для изучения спектров с разрешающей силой l/Dlа100 в И. а. с успехом применяется Фурье спектроскопия. Она оказалась совершенно незаменимой при измерении спектров теплового излучения планет и Земли с борта космич. аппаратов. Примеры спектров, полученных с помощью Фурье спектрометра, приведены на рис. 2. Дана идентификация полос поглощения, принадлежащих атм. газам, а также веществу частиц облаков (H₂SO₄ - в случае Венеры). Регистрировалось излучение разд. областей планеты (характерный размер - неск. десятков км). По этим спектрам определялись вертикальный температурный профиль, содержание малых составляющих, вертикальное распределение аэрозоля в атмосферах. Результаты И. а. В 20-х гг. 20 в. были проведены первые измерения теплового излучения Луны и планет (в диапазоне 8-13 мкм), определены температуры поверхности Луны, Меркурия, Марса, верх, границы облаков Венеры и Юпитера. Позднее ИК-спектры Венеры и Марса показали присутствие в их атмосферах СO₂(к-рый оказался их осн. составляющей) и целого ряда др. газов - СО, Н₂О, на Венере, кроме того, НСl и HF. При помощи наземного телескопа с Фурье спектрометром были получены спектры этих планет в диапазоне 1-2,5 мкм с разрешающей силой l/Dl@10⁵. Информативность ИК-методов исследования планет резко увеличилась с началом полётов к ним космич. аппаратов. ИК-радиометры и спектральные приборы на космич. аппаратах "Марс-3", "Марс-5", "Маринер-9", "Викинг-1,-2" (США) дали информацию о широтных и суточных вариациях температуры, содержания Н₂О в атмосфере, а также данные о рельефе поверхности Марса. Анализ ИК-излучения Венеры по измерениям с борта её искусств, спутников "Пионер-Венера" и "Венера-15" выявил существенные широтные вариации строения мезосферы и облачного слоя, в т. ч. существование двух гигантских воронок (понижений верх, границы облачного слоя) в полярных широтах. Из-за большой интенсивности уходящего теплового излучения в этих приполярных областях совершенно необычным оказался

Рис. 2. Примеры спектров ИК-излучения Венеры (1) и Земли (2), полученных при помощи спектрометров Фурье, работавших на борту советских космических аппаратов "Венера-15" (1983) и "Метеор-28" (1977). По оси абсцисс волновые числа, по оси ординат - яркостная температура.

тепловой баланс планеты. Фундам. результат дали измерения теплового излучения Юпитера и Сатурна: их полный поток излучения больше, чем поток энергии, получаемой от Солнца, т. е. эти планеты имеют внутр. источник энергии. На космич. аппаратах "Вега-1,-2" (СССР) во время встречи с кометой Галлея впервые были измерены спектры излучения головы кометы в околоядерной зоне, найдены полосы, принадлежащие т. н. первичным молекулам, была определена темп-pa поверхности кометного ядра. Мн. звёзды, хорошо изученные в видимой области спектра, имеют т. н. избытки излучения в ИК-диапазоне. В нек-рых случаях почти всё изучение сосредоточено в области l>1 мкм (рис. 3). Его источником, как правило, является пылевое вещество в ближайших окрестностях этих звёзд (пылевые оболочки). Эти оболочки иногда бывают настолько плотными, что полностью поглощают излучение самой звезды и переизлучают его в более длинноволновом диапазоне. При этом спектр хорошо представляется единой планковской кривой, соответствующей температуре пылинок. Чаще звезда всё же просвечивает через оболочку, и в этом случае спектр представляется двумя приблизительно планковскими кривыми, одна из к-рых характеризует излучение оболочки, вторая - даёт распределение энергии в спектре звезды (деформированное при прохождении его через оболочку). Пылевыми оболочками обладают обычно старые звёзды, теряющие вещество (напр., красные гиганты), или молодые, окружённые остатками газопылевой среды, из к-рой они образовались. Наблюдения в ИК-дпапазоне часто являются единств, способом обнаружения молодых звёзд в областях активного звездообразования из-за большого кол-ва пыли, сильно поглощающей излучение в видимом диапазоне. Формирующаяся звезда (протозвезда) на самых ранних стадиях сама по себе имеет низкую температуру и является объектом, излучающим в ИК-диапазоне. Наблюдения ИК-спектров холодных звёзд позволили получить принципиально новые данные об их составе (в частности, было обнаружено, что в их атмосферах имеется Н₂О). Со спутника "ИРАС" был впервые проведён обзор всего неба, в диапазоне 10-100 мкм зарегистрировано

Рис. 3. Примеры распределения энергии в спектре звезл, имеющих сильное ИК-излучение. Примеры относятся к звёздам-гигантам и сверхгигантам поздних спектральных классов с температурой фотосферы от 1800 до 2500 К, радиусы их оболочек ~10¹⁵ см, а самих звёзд 10¹²-10¹³ см.

ок. 250 тыс. источников. Был обнаружен новый класс ИК-объектов - сплющенные диски ок. звёзд, имеющие характерные размеры порядка 100 а. е. и температуру неск. десятков Кельвинов. Возможно, из таких дисков образуются планетные системы. Нек-рые галактики и квазары также являются сильными источниками ИК-излучения. Природа его не всегда ясна. В нек-рых случаях оно может быть тепловым излучением газопылевых комплексов, а в других - синхротронным излучением. Синхротронным является также ИК-излучение Крабовидной туманности - одного из остатков сверхновых в нашей Галактике.

Литература по инфракрасной астрономии

Знаете ли Вы, что любой разумный человек скажет, что не может быть улыбки без кота и дыма без огня, что-то там, в космосе, должно быть, теплое, излучающее ЭМ-волны, соответствующее температуре 2.7ºК. Действительно, наблюдаемое космическое микроволновое излучение (CMB) есть тепловое излучение частиц эфира, имеющих температуру 2.7ºK. Еще в начале ХХ века великие химики и физики Д. И. Менделеев и Вальтер Нернст предсказали, что такое излучение (температура) должно обнаруживаться в космосе. В 1933 году проф. Эрих Регенер из Штуттгарта с помощью стратосферных зондов измерил эту температуру. Его измерения дали 2.8ºK - практически точное современное значение. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.