ИНФРАКРАСНАЯ АСТРОНОМИЯ

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: , (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 T4, как в случае чёрного тела, а ~ T5 [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 Фотометрическаяполоса Границы полосы, мкм    Эффективнаядлина волны, мкм H1,451,81,63 K1,92,52,22 L3,054,13,6 M4,55,55,0 N7,913,210,6 Q172821 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. 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 и , соответствующих m0,i= 0,0. Фотометрическаяполоса,(i) , мкм , Вт/(см2мкм) , Вт/(м2Гц) K2,22 L3,6 M5,0 N10,6 Q21 Z34 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/Гц1/2): ЭMШ= , (2) где Tф и - темп-ра и ср. значение мощности падающего на приёмник фонового излучения, A - коэфф., равный 1 для болометров и фотовольтаических приёмников и 2 для фоторезисторов, <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 . 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 (); 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 ). 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 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 , 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). (Г.Б. Шоломицкий)