Астронет > Инфракрасная астрономия

Астронет: Г. Б. Шоломицкий, "Физика Космоса", 1986 Инфракрасная астрономия
http://www.variable-stars.ru/db/msg/1188291/text

Инфракрасная астрономия

1. Введение
2. Источники космического инфракрасного излучения
3. Приёмники инфракрасного излучения
4. Результаты астрономических наблюдений в инфракрасной области спектра

1. Введение

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:
$B(T,\nu)\cdot 4\pi a^2\cdot Q(a,\nu)$ , (1)
где $B(T,\nu)$ - спектр. плотность излучения ед, площади поверхности пылинки при темп-ре T, даваемая ф-лой Планка (см. Планка закон излучения), $4\pi a^2$ - площадь излучающей поверхности пылинки, $Q(a,\nu)\le 1$ - фактор эффективности, учитывающий дифракцию излучения на частицах пыли и оптич. св-ва вещества пыли.

Полное излучение пыли, проинтегрированное по спектру, пропорционально не T⁴, как в случае чёрного тела, а ~ T⁵ [вследствие влияния фактора $Q=2\pi a\lambda=2\pi a\nu/c$ 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 $\lambda$ =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 $\lambda$ от 0,8 до 5 мкм), среднюю, или промежуточную (5-35 мкм), и далёкую (до $\lambda\sim 1$ мм) ИК-область. Область 0,1 мм $\le\lambda\le 1$ 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 $\lambda\approx$ 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
$\lambda_1$ $\lambda_2$ Эффективная
длина волны
$\lambda_0$ , 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: $m_i=m_{0,i}-2,5\lg(S_i/S_{0,i})$ . Потоки S_0,i, соответствующие звёздной величине m_0,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.

Для регистрации полезного сигнала на фоне шумов приёмника, фотонного шума и флуктуации эмиссии атмосферы применяются радиометрич. методы (рис. З): собранное телескопом излучение после модуляции поступает на ИК-приёмник, детектируется и преобразуется в переменное напряжение на частоте модуляции (сканирования), к-рое после усиления и синхронной демодуляции регистрируется либо в аналоговом виде, удобном для визуального контроля, либо в цифровом, удобном для последующей обработки на ЭВМ. Измерение потока излучения от исследуемого объекта заключается в регистрации разностей "источник-фон I" (переменное напряжение вида I на рис. 3) и "фон II-источник" (переменное напряжение вида II). Вычитание первой разности из второй даёт удвоенный поток источника в инструментальных единицах (напр., в вольтах). Если сравнить его с зарегистрированным таким же образом излучением т.н. стандартного источника (звезды) с известным потоком на той же волне, то можно получить величину абс. потока от измеряемого источника. Значение потока вне земной атмосферы получают после учёта поглощения в атмосфере, определяемого в процессе наблюдений по относительно ярким (напр., тем же стандартным) источникам.

Табл. 2. Значение потоков $S_{0,i}(\lambda)$ и $S_{0,i}(\nu)$ , соответствующих m_0,i= 0,0.

Фотометрическая
полоса,
(i) $\lambda_{0,i}$ , мкм $S_{0,i}(\lambda)$ , Вт/(см²мкм) $S_{0,i}(\nu)$ , Вт/(м²Гц)

K 2,22 $4,14\cdot 10^{-14}$ $6,80\cdot 10^{-24}$

L 3,6 $6,38\cdot 10^{-15}$ $2,76\cdot 10^{-24}$

M 5,0 $1,82\cdot 10^{-16}$ $1,52\cdot 10^{-24}$

N 10,6 $9,7\cdot 10^{-17}$ $3,63\cdot 10^{-25}$

Q 21 $6,5\cdot 10^{-18}$ $9,56\cdot 10^{-26}$

Z 34 $8,8\cdot 10^{-19}$ $3,4\cdot 10^{-26}$

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.

Регистрация коротковолнового ИК-излучения с длиной волны меньше 1,2 мкм производится с помощью спец. фотоэмульсий и фотоумножителей. До длин волн 5,5 мкм очень эффективен фотовольтаический приёмник из InSb, охлаждаемый жидким азотом до 78 К (рис. 4). В области более длинных волн используются почти исключительно тепловые приёмники (чаще всего германиевые или составные болометры охлаждаемые жидким ⁴Не до темп-pы ок. 1,5 К, иногда ниже - откачкой паров жидкого ³Не). Нашли применение охлаждаемые фоторезисторы, особеннно эффективные в условиях низкого фонового излучения. Обычно требуется охлаждать не только приёмники, но также спектр. фильтры и диафрагмы, ограничивая поток падающего на детектор внеш. фонового излучения. Порог чувствительности приёмников ИК-излучения принято характеризовать эквивалентной мощностью шума (ЭМШ), т.е мощностью падающего на приёмник излучения, к-рое вызовет появление напряжения (или тока) со среднеквадратичным значением, равным средне квадратичной величине шума. Для идеального приёмника, не имеющего собственных источников шума и шум к-рого обусловлен флуктуациями потока фотонов, ЭМШ равна (в Вт/Гц^1/2):
ЭMШ= $A\;\left(2{\bar P}_ф {hc\over {\eta\lambda}}\right)/\left(1-e^{-hc/\lambda kT_ф} \right)^{1/2}$ , (2)
где T_ф и ${\bar P}_ф$ - темп-ра и ср. значение мощности падающего на приёмник фонового излучения, A - коэфф., равный 1 для болометров и фотовольтаических приёмников и 2 для фоторезисторов, $\eta$ <1 - квантовая эффективность приёмника. Сравнение ЭМШ приёмников разных типов дано на рис. 4. О собственных тепловых шумах болометров, чаще всего используемых в астрономии, см. в ст. Болометр. К шумам приёмника и квантовым флуктуациям фона, описываемым ф-лой (2), в реальных приборах добавляются шумы усилителя, к к-рому подключён приёмник излучения. У фотосопротивлений в составе охлаждаемых телескопов ЭМШ может достигать 10^-17 Вт/Гц².

Рис. 4. Эквивалентная мощность шума (ЭМШ)
приемников инфракрасного излучения в
зависимости от длины волны $\lambda$ .
Кривая 1 - фотонный шум фона для наземных
фотометров; 2 - ЭМШ для более узкополосных
(и соответственно подверженных меньшему шуму
фона) спектроскопических систем с низким
спектральным разрешением ( $\lambda\Delta/\lambda= 100$ );
3 - ЭМШ для болометров, охлаждаемых
сверхтекучим ⁴Не (с откачкой паров) до 1,5 К;
4 и 5 - ЭМШ для фотовольтаических приёмников
из сурьмянистого индия (InSb) с внутренним
сопротивлением 10¹⁰ и 10¹² Ом
соответственно.

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 $\lambda\Delta/\lambda\sim 10^5$ ). Наконец, ещё большее разрешение ( $\lambda\Delta/\lambda\sim 10^7$ ) 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/ $\lambda$ ). Так, поглощение излучения ядра Галактики в видимом диапазоне $\approx 30^m$ (световой поток ослабевает в 10¹² 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 $\sim 10^7 {\mathfrak M}_\odot$ , аналогичное скоплению, наблюдаемому в оптич. диапазоне в ядре М31 (Туманность Андромеды).

Рис. 5. Спектры инфракрасного излучения
активных галактик (произв

Фотометрическая полоса	Границы полосы, мкм $\lambda_1$ $\lambda_2$		Эффективная длина волны $\lambda_0$ , 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

Фотометрическая полоса, (i)	$\lambda_{0,i}$ , мкм	$S_{0,i}(\lambda)$ , Вт/(см²мкм)	$S_{0,i}(\nu)$ , Вт/(м²Гц)
K	2,22	$4,14\cdot 10^{-14}$	$6,80\cdot 10^{-24}$
L	3,6	$6,38\cdot 10^{-15}$	$2,76\cdot 10^{-24}$
M	5,0	$1,82\cdot 10^{-16}$	$1,52\cdot 10^{-24}$
N	10,6	$9,7\cdot 10^{-17}$	$3,63\cdot 10^{-25}$
Q	21	$6,5\cdot 10^{-18}$	$9,56\cdot 10^{-26}$
Z	34	$8,8\cdot 10^{-19}$	$3,4\cdot 10^{-26}$