Инфракрасное излучение: астрономия невидимого
Два главных вестника далеких миров — световые лучи и радиоволны составляют лишь часть обширного семейства электромагнитных волн. И один из членов этого семейства находится как раз на границе между световым и радиодиапазоном. Это — инфракрасные лучи.
Инфракрасное излучение может рассказать астрономам о тех космических объектах, которые имеют сравнительно низкую температуру, недостаточную для того, чтобы излучать видимый свет пли достаточно мощные потоки радиоволн. Подобные объекты весьма интересны, так как они могут представлять собой начальные и заключительные стадии эволюции небесных тел.
Инфракрасный вестник Вселенной обладает чрезвычайно ценным качеством. Инфракрасное излучение хорошо проходит сквозь космическую пыль и межзвездный газ. Но успешно преодолевая эти космические препятствия, инфракрасные электромагнитные волны не могут пробиться сквозь земную атмосферу. Проходя сквозь воздух, они несут значительные потери, и лишь небольшая их часть достигает земной поверхности. Особенно сильно поглощает инфракрасные лучи водяной пар, в меньшей степени двуокись углерода и озон.
Бороться с таким поглощением можно единственным способом: поднимать измерительные приборы как можно выше — в горные районы, а еще лучше на стратостатах, выше основной толщи атмосферы.
Как известно, человеческий глаз не воспринимает инфракрасное излучение, нечувствительны к нему и обычные фотопластинки. Поэтому для фотографирования космических объектов и инфракрасных лучах астрономы пользуются специальными фотоматериалами. Однако и их чувствительность к инфракрасной части спектра тоже довольно низка. Существенную помощь в этой области исследований должна оказать электронная техника.
В настоящее время уже созданы приборы «земного» инфракрасного видения. Улавливая инфракрасное излучение окружающих предметов, они дают возможность видеть их в полной темноте. Сконструированы и астрономические и инфpaкрасные устройства— электронно-оптические преобразователи. Один из таких приборов был создай советскими учеными. Прибор этот, устройство которого напоминает устройство передающей телевизионной камеры, присоединяется к телескопу. Объектив телескопа создает инфракрасное невидимое изображение наблюдаемого объекта на полупрозрачной пластинке — фотокатоде. Под влиянием падающих лучей в фотокатоде образуются электроны. Чем сильнее «освещен» участок, тем больше электронов. Эти электроны с помощью специального приспособления направляются на флуоресцирующий экран и создают изображение наблюдаемого объекта, по уже видимое. С помощью подобной установки па Симеизской обсерватории в 1948 г. была впервые получена фотография центрального района нашей Галактики — галактического ядра.
Как известно, электромагнитное излучение состоит из отдельных порций, так называемых фотонов. Чем больше длина волны, тем меньше энергия фотонов. Фотоны гамма-лучей в 1020 раз более энергичны, чем фотоны радиоволн. Но тем не менее земная атмосфера является для коротковолновых излучений почти неодолимым препятствием.
Если фотографии в «близкой» ультрафиолетовой области, расположенной непосредственно за фиолетовыми лучами видимого света, еще можно получить с помощью обычных наземных телескопов и специальных фотопластинок, то более «далекий» ультрафиолет сделался доступным только тогда, когда появилась возможность ракетных исследований.
Сначала приборы, установленные на борту высотных ракет, зарегистрировали ультрафиолетовый спектр Солнца. А затем американским ученым в 1959 г. удалось получить и «ультрафиолетовый портрет» нашего дневного светила. Любопытно, что на фотокамере, с помощью которой было получено это уникальное изображение, пришлось установить не обычный стеклянный объектив, задерживающий ультрафиолетовые лучи, а объектив, изготовленный из фтористого лития.
На своем новом портрете наше дневное светило предстало перед астрономами в совершенно необычном виде. Но именно эта необычность и представляла интерес для ученых. Сравнивая «ультрафиолетовое Солнце» с «видимым», можно было узнать много нового о физических явлениях, протекающих на его поверхности.
Ультрафиолетовая астрономия на наших глазах становится важным инструментом в изучении Солнца. Но только ли Солнца? Отнюдь пет. Ведь источниками ультрафиолетового излучении могут быть и другие небесные тела. Более того, можно ожидать, что некоторые звезды основную часть своей энергии излучают именно в ультрафиолетовой части спектра. К такому выводу пришел, например, академик В. А. Амбарцумян относительно горячих голубых звезд.
Теперь космический детектив повернулся не совсем обычной стороной — речь шла на этот раз не о расшифровке какого-либо загадочного явления, а о поиске вполне определенных «следов», ожидаемых учеными.
Итак, надо было получить ультрафиолетовый портрет всего неба, своеобразную ультрафиолетовую небесную карту и посмотреть, что она собой представляет. Для этой цели ученые решили сначала произвести фотографирование неба в ультрафиолетовых лучах водорода, в так называемой спектральной линии. Такое решение возникло не случайно. Было заведомо известно, что водород должен обязательно входить в состав не только Солнца, но и других звезд.
Прибор для съемки установили на борту ракеты, которую во время полета сознательно не стабилизировали. Беспорядочно вращаясь и кувыркаясь, она заставила объектив фотокамеры осмотреть все небо. Долгожданные фотографии были получены.
И вот тут-то ультрафиолетовый поиск голубых звезд обернулся самым настоящим детективом. Никаких голубых звезд на фотоснимках не оказалось. И вообще не было никаких отдельных источников ультрафиолетового излучения, за исключением Солнца. Оно выглядело ярким пятном, самым ярким на всей ультрафиолетовой карте, а по мере удаления от него сила свечения плавно уменьшалась. И только в точке прямо противоположной Солнцу — «антисолнечной» точке, располагалось темное пятно.
Это пятно и послужило тем кончиком путеводной нити, за который ухватились астрономы. Если есть «антисолнечное» пятно, значит, линию водорода излучают не различные космические объекты, а само Солнце. Иначе светилось бы все небо либо на снимке были бы и другие темные пятна. В пользу подобного предположения говорило и то, что яркость свечения возрастала по мере приближения к Солнцу. Вырисовывалась такая картина: солнечный водород излучает, а какие-то неведомые «ретрансляторы», расположенные со всех сторон, переизлучают этот ультрафиолетовый «свет». Но что они собой представляют?
Единственный ответ на этот вопрос заключается в том, что наша Земля окружена со всех сторон весьма разреженной газовой оболочкой — геокороной,— состоящая из атомов водорода и простирающейся на -расстояние до 50 тыс. км. Именно эти водородные атомы и играют роль своеобразных ретрансляторов линии «лап-мац-альфа». Наша планета оказалась «коронованной».
Расшифровав первую ультрафиолетовую карту, астрономы решили сделать следующий шаг. Свечение геокороны мешает получить фотографию неба в линии. А что если попытаться перейти на другую длину волны? Регистрирующие приборы снабдил» специальными фильтрами, однако результат вновь окапался неожиданным. Вместо одиночных звезд на ультрафиолетовой карте были обнаружены отдельные размытые пятна. Правда, пятна эти располагались не как попало, а группировались около горячих голубых звезд.
Вновь начался теоретический поиск. Наконец и новая карта была расшифрована. Оказалось, что па этот раз виновником образования загадочных пятен явился околозвездный водород. Поглощая ультрафиолетовое излучение, идущее от звезд, он переизлучает его, но только с несколько большей длиной волны.
Чтобы «отстроиться» и от этого излучения, пришлось принять еще более жесткие меры, другими словами, установить дополнительные фильтры. И тогда, наконец, длительный поиск увенчался успехом. Были обнаружены точечные источники ультрафиолетового излучения, которые, возможно, и представляют собой не что иное, как ультрафиолетовые звезды. Гипотеза академика В. А. Амбарцумяпа о существовании подобного рода объектов получила хорошее подтверждение.
Для улавливания рентгеновских лучей нужна была специальная аппаратура, не похожая па обычные астрономические инструменты. Дело в том, что эти лучи не подчиняются законам обычной геометрической оптики, их нельзя отразить с помощью зеркала или собрать с помощью линзы. Поэтому главным оружием служили специальные счетчики, которые регистрируют каждый попадающий па них рентгеновский фотон. Прикрыв счетчики специальными пленками различной толщины, можно пропускать фотоны определенных энергий и таким образом получать представление о спектральном составе излучения. Можно определять и направление движения рентгеновских фотонов. Для этого счетчик помещают на дно металлического тубуса. Чем длиннее такой тубус, тем точнее можно установить, откуда пришел фотон. Разумеется, точность такого метода определения направления значительно уступает точности оптической или радиоастрономии.
Что же представляет собой рентгеновская карта Солнца? На этом необычном снимке диск нашего дленного светила кажется почти черным. На темном фоне выделяются три яркие области. Как показало сравнение с обычными фотографиями, эти области расположены над активными зонами солнечной поверхности.
Солнце было первым небесным объектом, от которого удалось получить «информацию» в рентгеновской части спектра. Но если рентгеновские лучи испускает Солнце, то их должны испускать и другие космические объекты и в первую очередь другие звезды. Однако на первых порах ракетные исследования никаких новых источников рентгеновского излучения не обнаружили.
И. лишь в апреле 1963 г. во время запуска очередной ракеты группой Фридмана были зарегистрированы сразу два неизвестных ранее источника рентгеновского излучения. Одни из них, довольно мощный, оказался расположенным в созвездии Скорпиона; другой, несколько более слабый — в созвездии Тельца в районе знаменитой Крабовидиой туманности.
Так были обнаружены следы нового вестника Вселенной. Но эти следы предстояло еще разгадать. Надо было найти ответ на вопрос: какова физическая природа источника космических рентгеновских лучей, какие процессы порождают это коротковолновое электромагнитное излучение?
С теоретической точки зрения существовало по меньшей мере две возможности. Еще за несколько лет до описанных событий было установлено, что Крабовидная туманность представляет собой очень мощную космическую «радиостанцию». Вскоре ученые пришли к выводу, что радиоизлучение туманности порождается движением очень быстрых электронов в магнитных полях. Электроны, обладающие еще большим запасом энергии, дают излучение в видимой части спектра. Поэтому вполне естественным казалось предположение, что и рентгеновское излучение Крабовидной туманности также обязано своим происхождением движущимся электронам, но только еще более энергичным.
Однако существовала и другая гипотеза, которой отдавали предпочтение многие ученые, если не большинство. Сторонники этой гипотезы считали, что источником рентгеновского излучения является не вся Крабовидная туманность, а расположенная внутри нее маленькая сверхгорячая звезда.
Разрешить подобный спор могло, разумеется, только наблюдения. Но, к сожалению, возможности современных рентгеновских «телескопов» слишком невелики, чтобы дать надежный ответ на подобный вопрос.
Правда, можно было бы поставить такой эксперимент: постепенно перекрывать какой-либо «заслонкой» излучение туманности и следить за тем, как меняется число регистрируемых счетчиком рентгеновских фотонов. Если верна первая гипотеза и излучает вся туманность, то интенсивность рентгеновских лучей будет меняться постепенно. Если же источником излучения служит отдельная звезда, то интенсивность будет до поры до времени оставаться постоянной, а в какой-то момент сразу упадет до нуля. К сожалению, организация подобного космического эксперимента пока что вне возможностей человека. Но, к счастью для астрономов, этот эксперимент ставит сама природа. Крабовидную туманность приблизительно один раз в 9 лет закрывает Луна.
Конечно, девять лет ожидания — срок немалый. Но, увы, это неизбежное неудобство, с которым сталкиваются ученые в тех случаях, когда они не могут произвести эксперимент, а вынуждены лишь наблюдать то, что само собой совершается в окружающем мире.
Однако на этот раз астрономам явно повезло. Рентгеновское излучение Крабовидной туманности было обнаружено весной 1963 г., а уже летом 1964 г. должно было состояться очередное покрытие туманности Луной.
Разумеется, исследователи не преминули воспользоваться «любезностью» природы. Необходимые наблюдения состоялись, и ответ на вопрос, волновавший астрономов, был получен: излучает не одиночная звезда, а туманность в целом.
Казалось бы, тем самым была раскрыта природа также и второго рентгеновского источника в созвездии Скорпиона.
Однако в астрономии подобные выводы по аналогии — вещь довольно опасная. Вселенная настолько разнообразна, что сходные явления могут порождаться совершенно различными причинами. Тем более, что источник в Скорпионе в восемь раз мощнее, и в том месте, где он находится, нет никаких примечательных объектов — ни звезд, ни туманности, ни источников радиоизлучения.
Единственный в своем роде объект, тем более совершенно неизвестной природы, изучать вообще чрезвычайно трудно: пока он единственный, его не с чем сравнивать.
Поэтому о физической природе источника в Скорпионе можно было только гадать до тех пор, пока ученые не открыли еще несколько подобных же источников (хотя и несколько более слабых). И ни один из них не совпадал с каким-либо радиоисточником. В связи с этим большинство астрономов пришло к выводу, что загадочные источники рентгеновских лучей — это так называемые нейтронные звезды. Нейтронные звезды — особый тип космических объектов. Их существование было теоретически предсказано много лет назад, но до последнего времени их не удавалось наблюдать.
Развивается и последняя из возможных видов электромагнитной астрономии — гамма-астрономия. Этот метод связан с изучением самого коротковолнового вестника Вселенной, как говорят физики, самого «жесткого» электромагнитного излучения.
Какие объекты во вселенной излучают инфракрасное излучение
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. |
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.
| 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. |
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 4 Не до темп-pы ок. 1,5 К, иногда ниже — откачкой паров жидкого 3 Не). 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= , (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, 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/Гц 2 .
| 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 4 Не (с откачкой паров) до 1,5 К; 4 и 5 — ЭМШ для фотовольтаических приёмников из сурьмянистого индия (InSb) с внутренним сопротивлением 10 10 и 10 12 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 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).
ИК, УФ, X-лучевая и "видимая" Вселенная (6 фото)
В 1800 г. Уильям Гершель проделал эксперимент, который открыл «эру невидимого» в астрономии. Ученый решил проверить, одинаково ли греют лучи разных частей спектра. Пропустив пучек солнечного света через призму, он разложил вдоль радужной полоски термометры так, чтобы они освещались лучами разных цветов. А один термометр он поместил за границей цветной полоски, рядом с красным краем спектра. Оказалось, что термометр, на который не попадало никаких видимых лучей, тоже нагревался! Значит, заключил Гершель, помимо видимого излучения есть еще невидимое; он назвал его инфракрасным. Сегодня известно, что инфракрасное излучение занимает обширный участок спектра электромагнитных волн между радиоволнами и красным светом: 1 мм (1000 мкм) до 0,8 мкм. Впрочем, земная атмосфера для большей части инфракрасных лучей непрозрачна (она пропускает лишь излучение в диапазоне 0,75-5 мкм). Главными поглотителями этого излучения являются водяной пар и углекислый газ. Последний — основной виновник разогревания атмосферы вследствие так называемого парникового эффекта.
Поймать невидимку. В XIX в. для обнаружения инфракрасного излучения астрономы пользовались термопарами — двумя соединенными проволочками из разных металлов. Если место их соединения нагревают ИК-лучи, то на концах проволочек возникнет электродвижущая сила. Измеряя ее, можно узнать интенсивность лучей, попавших на термопару, а по ней — и температуру небесного тела. Именно так в прошлом веке определили температуру поверхности Луны, а затем и планет. Следующим шагом стало создание болометра. Главным элементом этого прибора является зачерненная полоска фольги специального состава, поглощающая ИК-лучи. Электрическое сопротивление фольги меняется при повышении температуры. Измерив это изменение, также можно установить интенсивность падающего на нее излучения. В настоящее время в качестве детекторов с успехом применяют и полупроводниковые кристаллы.
И все же чувствительность этих приборов остается невысокой, а трудности измерений очень велики. Ведь в инфракрасном диапазоне излучают не только звезды и планеты, но и все предметы вообще, в том числе детали аппаратуры, «забивая» слабый сигнал от небесных тел. Чтобы ослабить эти помехи, аппаратуру охлаждали — сначало «сухим льдом», позднее жидким азотом и наконец жидким гелием. Для уменьшения собственного излучения начали охлаждать и сами детекторы. Только после этого чувствительность аппаратуры стала удовлетворять требованиям астрономов. В качестве собирающих устройств в инфракрасных телескопах используются обычные вогнутые зеркала, как и при оптических наблюдениях. Однако требования к точности обработки отражающей поверхности здесь значительно ниже, поэтому изготовление рефлекторов с диаметрами зеркал 2-4 м особых технических сложностей не представляет. Наблюдения в ИК-лучах можно выполнять при помощи наземных телескопов, установленных высоко в горах, со стратостатов и даже с высотных самолетов. С развитием космической техники наступила очередь телескопов, размещаемых на спутниках. Большое значение имел вывод на околоземную орбиту в 1983 году инфракрасного телескопа IRAS, в котором использовалось охлаждение приемной аппаратуры жидким гелием. Телескоп проработал на орбите год, пока не испарился весь 300-литровый запас гелия. За это время ученым удалось многое узнать об инфракрасной Вселенной.
В далеком инфракрасном свете светятся Солнечная система, наша Галактика и Вселенная. Картинка, представленная в условных цветах, является проекцией всего инфракрасного неба. Данные для построения этой картинки собирались в течение нескольких лет спутником по исследованию космического фона (COBE). Слабое свечение в виде голубой буквы S обусловлено зодиакальным светом Солнечной системы, излучением мелких кусочков камней и пыли, расположенных между Солнцем и орбитой Юпитера. Наша Галактика ответственна за яркую полосу света, проходящую по горизонтали. В основном это излучение пыли, находящейся в диске Млечного Пути. Если внимательно присмотреться к картинке, можно разглядеть, что фон не полностью темный. Это означает, что Вселенная слабо светится. За это ответственна пыль, которая осталась после образования звезд.
Излучение планет. Первыми объектами инфракрасных наблюдений на современной аппаратуре стали планеты Солнечной системы. Начало полетов в космос оживило интерес к проблеме жизни вне Земли. Астрономы принялись настойчиво измерять температуры поверхностей планет и их атмосфер, пытаясь найти благоприятные для жизни условия (разумеется, по земным меркам). Оценки температуры не вселяли особых надежд: 500 °С на Меркурии; -140 ° на Юпитере; — 160 °С на Сатурне. Зато наделало много шума обнаружение американским астрономом Уильямом Синтоном в инфракрасном спектре Марса жвух полос, характерных для углеводов — простейших органических соединений. Казалось, вопрос о жизни на Марсе близок к решению… Однако проверка показала, что открытие полосы имеют не марсианское, а земное происхождение и скорее всего принадлежат парам тяжелой воды в атмосфере Земли. Инфракрасные наблюдения планет-гигантов позволили уточнить структуру их атмосфер, обнаружить водяной лед на их спутниках. Было открыто собственное излучение Юпитера и Сатурна, связанное не только с нагревом солнечными лучами, но и с внутренними источниками тепла у этих планет.
Новая карта неба. После появления инфракрасных телескопов с 3-4 метровыми объективами астрономы развернули работу по составлению карт неба в инфракрасных лучах. Проводя регулярные обзоры неба, они определяли координаты инфракрасных источников и оценивали энергию приходившего от них излучения. В итоге человек впервые сумел взглянуть на небо в невидимых «тепловых» лучах. Результаты оказались впечатляющими. На инфракрасном небе пропали яркие голубые и белые звезды. Исчезли с неба созвездия Большой Медведицы, Ориона, Кассиопеи, не стало Сириуса, Проциона, Ригеля. Яркие красные звезды — Бетельгейзе, Антарес, Альдебаран — мало изменились в блеске. Но появились и другие звезды, которых раньше не было видно на небосводе: тусклые темно-красные источники, похожие на тлеющие угольки. Многие из них — даже еще не звезды, а протозвезды, т.е. сгущения межзвездной среды, сжимающиеся под действием собственного тяготения. Это холодные газовые шары, окруженные газопылевыми оболочками. В некоторых из них только начинаются ядерные реакции, характерные для «настоящих» звезд. Не исключено, что одновременно с образованием звезд идет и формирование планетных систем. Именно такие удивительные объекты обнаружены в созвездиях Тельца, Лебедя и Ориона, в том числе в знаменитой туманности Ориона.
Источником сильного инфракрасного излучения может стать и горячая звезда, если она окружена облаком пыли или пылевым диском. Пыль поглощает коротковолновое и видимое излучение и переизлучает его энергию в инфракрасных лучах. Примером может служить Вега, окруженная диском, от которого исходит мощное ИК-ищлучение.
Орбитальный телескоп IRAS исследовал излучение центральной области Млечного Пути в длинноволновой части инфракрасного диапазона. То, что центр нашей Галактики испускает ИК-лучи, было известно давно. Еще в 1951 г. советские астрономы первыми получили снимки галактического центра в сравнительно коротковолоновых ИК-лучах. В качестве приемника излучения они использовали техническую новинку того времени — электронно-лучевую трубку, фотокатод который чувствителен к инфракрасным лучам. В результате было обнаружено излучение звезд ядра, видимый свет которых очень сильно поглощается межзвездной пылью. Аппаратура, установленная на IRAS, принимала излучение на длинах волн 12, 25, 60 и 100 мкм. В этих лучах светят уже не сами звезды, а пыль вблизи звезд или между ними. IRAS зарегистрировал очень много источников: инфракрасные объекты в ядре нашей Галактики, излучение узкой полосы вдоль Млечного Пути, где концентрируются межзвездный газ и пыль, и большое количество звезд с пылевыми оболочками.
Более 10 тыс. источников удалось отождествить с внегалактическими объектами: галактиками (преимущественно спиральными) и квазарами. Во многих случаях излучение галактик в инфракрасном диапазоне сравнимо по мощности с наблюдаемыми оптическим излучением или даже превосходит его. В рсновном это излучение связано с молодыли горячими звездами, которые рождаются в непрозрачных (для видимых и ультрафиолетовых лучей) областях галактик и нагревают окружающую их пылевую среду до нескольких десятков кельвинов, из-за чего она начинает светиться в инфракрасном диапазоне. По мощности этого излучения астрономы количественно оценивают темпы образования звезд в галактиках. В некоторых случаях мощность инфракрасного излучения ядер галактик и квазаров оказалась невероятно высокой — сотни миллиардов светимостей Солнца. Механизм образования таких источников еще ждет своего объяснения.
Ультрафиолетовая Вселенная
Тот, кто хотя бы раз поднимался в горы, знает, что Солнце там гораздо жарче, чем на равнине: оно очень быстро обжигает кожу. В то же время люди, живущие в горах, реже страдают насморком, ангиной и другими простудными заболеваниями. Неужели солнечный свет там чем-то отличается от равнинного? Да, в нем больше ультрафиолетовых лучей, у которых длины волн короче, чем у видимого света. УФ часть спектра охватывает участок с длинами волн от 0,3 до 0,01 мкм. Коротковолновые, или жесткие, УФ лучи, к счастью не проходят через земную атмосферу. В газовой среде, например в межзвездном пространстве, жесткие, энергичные ультрафиолетовые кванты ионизуют атомы различных элементов. При этом энергия кванта передается одному из электронов, и он отрывается от родного атома, отправляясь в «свободное плавание». Нейтральный атом, потеряв электрон, приобретает электрический заряд и превращается в положительный ион. «Сбежавший» электрон может вновь присоединиться к какому-нибудь ионизированнуму атому, тогда последний опять становится нейтральным.
Газ, образованный не нейтральными атомами, а положительно и отрицательно заряженными частицами, называется плазмой. Плазма проводит электрический ток, и на ее движение очень сильно влияет магнитное поле. Ученые установили, что Вселенная в основном состоит из плазмы. Лишь планеты, межпланетная и межзвездная пыль да газ в холодных «уголках» Вселенной, куда не проникает коротковолновое ионизующее излучение, содержат вещество в иных состояниях.
Газовые облака, ионизуемые ультрафиолетовым светом горячих звезд, сами становятся мощными источниками излучения. Их именуют светлыми газовыми туманностями или областями ионизованного водорода. Там, где они наблюдаются, можно ожидать присутствие молодых горячих звезд, которые из-за своей высокой температуры излучают большую часть энергии в ультрафиолетовой области спектра. Итак, на УФ излучение природа возложила важную миссию — быть «главным ионизатором» рассеяного вещества.
Излучение Солнца. В излучении Солнца должно быть довольно много УФ лучей, значительно больше,
Новый этап в изучении распределения жесткого ульрафиолетового излучения начался с запуском в 1992 году космического аппарата EUVE. Карта всего неба в условных цветах, построенная по результатам первых 6-ти месяцев работы. В результате того, что EUVE осуществлял сканирование неба при движении по орбите, изображение состоит из отдельных полос. Научная программа EUVE завершилась в 2001 г. В конечном счете им зарегистрировано около 1000 небесных объектов, включая более 30 внегалак-тических.
Ультрафиолетовая Вселенная — наша Галактика
чем это наблюдается с Земли, поскольку их поглощает земная атмосфера. Запуски беспилотных шаров-зондов, поднимавших на высоту 30 и более километров измерительные приборы и радиопередатчики, показали, что выше 25-28 км температура воздуха растет, достигая максимума на уровне 30-35 км. Еще выше температура снова падает, а интенсивность УФ-лучей увеличивается. Ученые сделали вывод, что на высоте 30-35 км происходит интенсивное поглощение солнечного УФ излучения с образованием озона. Озон очень сильно поглощает лучи с длинами волн короче 0,3 мкм, спасая нас от их опасного воздействия на кожу и органы зрения. Но не только на образование озона расходуется энергия солнечных УФ-лучей.
Радиоволны,как и все электромагнитные волны, должны распространяться прямолинейно. Значит, поскольку Земля — шар, радиосвязь между Европой и Америкой невозможна? Итальянский радиотехник Гульельмо Маркони осуществил в 1901 г. прямую радиосвязь, раз и навсегда доказав, что радиоволны могут огибать земной шар. Для этого им надо отразиться от какого-то «зеркала», высящего над земной поверхностью на высоте 150-300 км. Таким зеркалом служит ионизованные слои атмосферы, а источником ионизации — ультрафиолетовое излучение Солнца.
С развитием спутниковой астрономии исследование ультрафиолетового излучения Солнца стало ее обязательным компонентом. Причина ясна: УФ-излучение контролирует состояние ионизованных слоев атмосферы, а следовательно, и условия радиосвязи на Земле, особенно в полярных районах. Эта не слишком приятная зависимость от капризов Солнца стала ослабевать лишь в последние десятилетия, с развитием спутниковой связи.
Космическое оружие. Исследование УФ излучения небесных объектов началось довольно давно — с появлением астрофотографии. Ведь фотоэмульсии чувствительны не только к видимому свету, но и к УФ-излучению. Однако для изучения жесткого, коротковолнового, излучения небесных тел понадобилось вынести приборы за пределы атмосферы. Здесь трудно было ожидать больших сюрпризов. Жесткое УФ-излучение — это «оружие ближнего боя», оно не может распространяться в межзвездной среде на большие расстояния. Его высокая ионизирующая способность приводит к быстрой потере энергии и поглощению космических УФ-квантов газом, который для длинноволнового излучения совершенно прозрачен. Основным межзвездным поглотителем является водород. Он ионизуется УФ-излучение с длинами волн менее 0,0912 мкм. Но его энергия может перейти к более длинноволновым квантам и «высветиться» в эмиссионных линиях, которые испытывают значительно меньшее поглощение и наблюдаются с больших расстояний. Нагретый УФ-квантами газ излучает не только свет, но и радиоволны, поэтому наблюдения межзвездных облаков ионизованного водорода проводятся и в оптическом, и радиодиапазоне. Они позволяют узнать, где находятся далекие источники жестких УФ-лучей и измерить их мощность.
Источники мощного УФ-излучения не так часто встречаются в космосе. В основном это очень горячие звезды большой светимости с температурой поверхности выше 20-25 тыс. кельвинов. По цвету такие звезды кажутся голубыми или бело-голубыми; типичным примером служит Ригель. Большинство подобных звезд сосредоточены в галактической плоскости, в спиральных ветвях. Их свет сильно ослабляется из-за поглощения газом и пылью, которые тоже сосредоточены в галактической плоскости. Но интерес к ним астрономов велик, поскольку эти звезды молоды: их возраст исчисляется лишь миллионами лет. Впрочем, совсем без неожиданностей все-таки не обошлось. Старые звезды в ядрах и нашей Галактики, и галактики Андромеды, и дальних звездных систем излучают гораздо больше УФ лучей, чем ожидалось. По-видимому, дело в том, что среди старых звезд также встречаются горячие объекты. Это звезды с очень низким содержанием металлов и белые карлики, уже прошедшие в своем развитии стадию красных гигантов. Измерение УФ-излучения звездных систем дает ключ к выяснению их звездного состава.
Но, пожалуй, наиболее высокую УФ светимость, причем, как правило быстропеременную, имеют активные ядра галактик и квазары. И излучение это исходит не только от горячих звезд. Там имеются незвездные, или, как говорят, нетепловые источники очень большой мощности. Излучение их природы — одна из актуальных задач астрономии.
Рентгеновская Вселенная
Лучи не знающие преград. В конце XIX в. немецкий физик Вильгельм Рентген открыл невидимые лучи, названные в его честь рентгеновскими. Новые лучи привлекли всеобщее внимание своей проникающей способностью: они свободно проходили через слои бумаги, картона, дерева и даже тонкие листы металла. Ученые установили, что рентгеновские лучи — это электромагнитные колебания с очень малыми длинами волн и большой энергией квантов — от 1000 до десятков тысяч электронвольт. Лучи Рентгена очень скоро стали использовать в медицине и др. отраслях. Казалось, однако, что для астрономии открытие Рентгена не имеет никакого значения. Более или менее мощный поток рентгеновских лучей от небесных светил возможен лишь в том случае, если температура их приближается к миллионам градусов. А таких температур на поверхностях обычных звезд быть не может. И никто даже не предполагал, что прямо над нашими гловами каждый день появляется источник внеземного излучения. Речь идет, конечно, о Солнце.
Рождение рентгеновской астрономии. Долгое отсутствие каких-либо данных о рентгеновском изучении Солнца объясняется экранирующим действием земной атмосферы, которая поглощает практически все коротковолновое излучение, идущее из космоса. Правда, в 30-х гг. XX в. возникло подозрение, что в нарушениях дальней радиосвязи в дневное время повинно рентгеновское излучение. Считалось, что оно, исходя от внеатмосферного источника, создает дополнительный ионизованный слой в земной атмосфере на высоте около 80 км. Но для доказательства данной гипотезы требовалось вывести приборы за его пределы. Это стало возможным только в послевоенные годы. В конце 40-х гг. детекторы рентгеновских лучей на баллистических ракетах были подняты на высоту более 100 км. С их помощью удалось зарегистрировать рентгеновское излучение, испускаемое при солнечной вспышке. Этот своеобразный «магнитный взрыв» на Солнце сопровождается выбросом частиц высокой энергии — солнечных космических лучей — и мощным импульсом рентгеновского излучения. Кроме того, приборы зафиксировали и диффузное излучение неба в рентгеновских лучах.
Рентгеновская Вселенная — наша Галактика
Если бы наши глаза воспринимали рентгеновские лучи, ночное небо показалось бы нам незнакомым и странным. Кванты рентгеновского излучения примерно в 1000 раз энергичнее квантов видимого света. Такие кванты возникают в астрофизической среде с высокой температурой и бурно протекающими процессами. Вместо обычных звезд мы бы увидели небо, заполненное экзотическими двойными системами.
В 60-х гг. были обнаружены два других рентгеновских источника. Один из них оказался связанным с Крабовидной туманностью — газовым остатком сверхновой звезды, второй — со странной звездой в созвездии Скорпиона. В 70-х гг. регулярные наблюдения со специальных искусственных спутников — рентгеновских обсерваторий «Ухуру» и «Эйнштейн» — обогатили картину неба в рентгеновских лучах новыми деталями. Для регистрации космических рентгеновских лучей физики предоставили астрономам большой набор приемных устройств. Сначала применялась фотопленка, похожая на ту, что используется в рентгеновских кабинетах; потом появились счетчики Гейгера; затем газовые, так называемые пропорциональные счетчики и наконец специальные полупроводниковые устройства, способные не только улавливать рентгеновские кванты, но и определять их энергию. Долгое время основным недостатком рентгеновских приемников излучения была низкая разрешающая способность, однако впоследствии использование на рентгеновских обсерваториях специальных металлических зеркал обеспечило угловое разрешение не менее 1″.
Рентгеновское небо. Каталоги, составленные на основе спутниковых наблюдений, включают тысячи космических источников рентгеновского излучения. Сотни из них отождествлены с оптическими объектами. Среди рентгеновских источников немало галактических объектов: остатки сверхновых звезд (в частности, Крабовидная туманность и находящийся в ней пульсар), тесные двойные системы, центральная область (ядро) Галактики. Но многие источники лежат за пределами нашей звездной системы: это другие галактики, как обычные (туманность Андромеды), так и необычные (галактика Дева А из скопления галактик в созвездии Девы). Мощными источниками рентгеновского излучения оказались ядра галактик с признаками высокой активности и квазары, как правило быстро меняющие свою рентгеновскую светимость. В крупных скоплениях галактик в рентгеновских лучах наблюдается также разреженный горячий газ, заполняющий межгалактическое пространство.
Особенно интересна природа рентгеновских источников, связанных с тесными двойными системами (так называется объединенная взаимным тяготением пара очень близких друг к другу звезд), в которых один компонент — очень компактный объект (нейтронная звезда или черная дыра), а второй — гигант или сверхгигант. Расстояние между членами пары невелико, поэтому при определенных условиях вещество может активно перетекать со звезды-гиганта на компактную звезду. Оно выпадает на поверхность нейтронной звезды в области магнитных полюсов либо «наматывается» в ее экваториальный плоскости, подобно магнитофонной ленте на катушку, образуя вокруг звезды газовый диск. Так как компактная звезда имеет достаточно большую массу и малые размеры, падающее вещество приобретает огромные скорости — десятки тысяч километров в секунду, сильно уплотняется и разогревается до температуры свыше миллиона градусов. Двойная звезда превращается в мощный источник рентгеновских лучей.
Если газ падает в область магнитных полюсов нейтронной звезды, то ее быстрое вращение делает принимаемое рентгеновское излучение переменным. Такие источники называются рентгеновскими пульсарами. Их известно несколько десятков. Неспокойным, наполненным бурными событиями, катастрофами и взрывами невиданных масштабов предстает перед нами космос в рентгеновских лучах. Как он не похож на тихий, спокойный почти неизменный мир в видимом свете с безмолвным мерцанием тысяч звезд!
Гамма Вселенная
Во всех курсах физики — от школьной до университетского — описывается такой эксперимент: свинцовая коробочка с маленьким отверстием… Так были открыты альфа, бета и гамма-лучи. Вскоре выяснилось, что альфа-лучи — это поток ядер гелия, бета-лучи — поток быстрых электронов, а гамма-лучи — родственники света, электромагнитные волны, более короткие, чем рентгеновские, с длинами волн в стотысячные доли микрометра. Если лучи видимого света порождаются атомами, то гамма-лучи — в основном атомными ядрами. Атом способен перейти в возбужденное состояние, поглотив порцию (квант) энергии; вслед за тем, возвращаясь
Что бы мы увидели, если бы наши глаза были чувствительны к гамма-лучам? В таком случае небо для нас было бы заполнено игристым свечением высокой энергии от экзотических и загадочных объектов Вселенной. В начале 1990-х годов орбитальная обсерватория им. Комптона сделала эту первую карту всего неба в гамма-лучах. Яркие пятна в галактической плоскости справа от центра являются пульсарами — вращающимися замагниченными нейтронными звездами . Над и под плоскостью Галактики видны квазары.
в основное состояние, он испускает свет, образующий те самые линии, которые мы видим в спектроскопе. Точно так же возбужденное, т.е. поглотившее энергию, ядро способно излучать ее, но уже в виде гамма-лучей.
В полном соответствии с законами квантовой механики гамма-лучи из-за очень малой длинны волны, а следовательно, мощной энергии квантов, гораздо больше похожи по поведению на поток частиц, чем на волны. Гамма-лучи испускаются не только возбужденным атомным ядром. Они могут возникать при столкновении высокоэнергетичных частиц, так называемом комптоновском рассеянии — обмене энергией между обычным излучением и высокоэнергетичными электронами. Их источником является также процесс аннигиляции — превращения пары частица-античастица в гамма-кванты.
В недрах звезд протекают многочисленные ядерные реакции; в пространстве между звездами с околосветными скоростями проносятся частицы космических лучей; в космосе происходит аннигиляция частиц и античастиц. Значит, должны существовать космические гамма-лучи. Уловить их на поверхности Земли невозможно — мешает атмосфера, мощная броня, которой природа прикрыла нас от космоса. Ученые подсчитали, что для того, чтобы пролететь через земную атмосферу, частицы космических лучей или кванты высокой энергии должны преодолеть такой же по массе слой вещества, какой они прошли по пути через Вселенную на протяжении нескольких миллиардов световых лет! Вот почему гамма-астрономия родилась лишь после того, как детекторы гамма-лучей были подняты сначала на баллонах и ракетах, а потом на космических аппаратах.
Гамма-фон и гамма-пульсары. Источником гамма-излучения служат частицы сверхвысокой энергии — будь то частицы очень горячего газа с температурой миллиарды градусов или заряженные частицы, разогнанные до невероятно больших скоростей в природных ускорителях. Когда приборы для регистрации гамма-лучей были вынесены в космос, астрономы обнаружили то, что и ожидали, — фоновое гамма-излучение, «размазанное» по небу в полосе, охватывающей Млечный Путь. Это следствие уплощенной структуры нашей Галактики. Гамма-излучение рождается в межзвездной среде, которая в основном сосредоточена в плоской составляющей нашей звездной системы — галактическом диске. Гамма-излучение здесь возникает при столкновении энергичных протонов космических лучей с атомами межзвездного газа. Конечно, часть фонового излучения относится к внегалактическим источникам, однако их доля невелика. Помимо «размазанного» фона четко просматривается яркие пятна — дискретные источники. Чаще всего они наблюдаются вблизи плоскости галактического экватора, и это прямо свидетельствует об их космической близости и принадлежности к нашей Галактике. Часть из источников оказалась связана с пульсарами. Это удалось установить на основании того, что периоды «миганий» пульсаров равны периодам колебаний интенсивности источников гамма-излучения. Самый близкий к нам источник гамма-лучей — Солнце. Гамма-излучение возникает при мощных солнечных вспышках.
Радиоастрономия
Многие объекты Вселенной, включая Солнце, планеты, туманности, галактики, а в основном такие необычные объекты, как, например, пульсары и квазары, излучают радиоволны, которые можно принимать с помощью современной техники. Измерением и анализом радиоизлучения космических источников занимается специальный раздел астрономии — радиоастрономия. Радиоволны, как и видимый свет, представляют собой электромагнитные колебания, но длинна волны у них неизмеримо больше, чем у световых волн. Радиоастрономы обычно работают в диапазоне длин волн от нескольких миллиметров до 15-20 м. Более длинноволновое и более коротковолновое излучение не пропускает земная атмосфера, и для его приема необходимо выносить аппаратуру в космос. От изобретения радио до открытия космического радиоизлучения прошло несколько десятилетий. Причина в том, что радиоизлучение космических объектов исключительно слабое, поэтому для его исследования необходимы очень чувствительные приборы и огромные приемные антенны — радиотелескопы.
Рождение новой науки. Впервые космическое радиоизлучение обнаружил в 1932 г. американский инжинер Карл Янский. Он тогда исследовал радиопомехи, мешавшие работе трансатлантического беспроводного телефона. Для этих целей была построена большая однонаправленная антенна: маталлическая рама, закрепленная на поворотном устройстве. Работа велась на волне 14,6 м. Янский быстро выяснил, что треск и щелчки в наушниках, мешавшие связи, были вызваны ближними и дальними грозовыми разрядами. Но кроме этих помех он уловил постоянное негромкое шипение, которое усиливалось и ослабевало с периодом 23 ч 56 мин. Это время равно звездным суткам. Он установил, что «паразитное» радиоизлучение приходит из космоса — от Млечного Пути, причем наибольшая интенсивность его наблюдается в направлении центра нашей Галактики.
Эпоха открытий. Астрономы и инженеры поняли, что для измерения космического радиоизлучения нужны радиотелескопы гораздо больших размеров, чем антены Янского. Уже в 1947 г. в Великобритании, в университете города Манчестера, был построен неподвижный параболический радиотелескоп диаметром 66 м. В 1950 г. с его помощью удалось зафиксировать слабое радиоизлучение от туманности в созвездии Андромеды. С этих пор и началпсь гонка размеров радиотелескопов. Уже в 50-е гг. для достижения более высокого углового разрешения асторономы стали использовать радиоинтерферометры — системы из нескольких радиотелескопов, соединенных электрическими связями. Благодаря этому удалось определить точные координаты радиоисточника Кассиопеи А. Эти открытия, следовавшие одно за другим, обескураживали астрономов. Почему ближайшая галактика излучает в радиодиапазоне в миллион раз меньше энергии, чем далекая галактика в созвездии Лебедя? Уже к концу 50-х гг. стало ясно, что радиоастрономы открыли новую, невидимую Вселенную.
Крупнейшие радиоинтерферометры мира
Даже у самых больших радиотелескопов угловое разрешение редко бывает лучше 1′, что соответствует зоркости невооруженного глаза, в то время как оптические телескопы обеспечивают в сотни раз более высокое разрешение. Чтобы существенно увеличить угловое разрешение, радиоастрономы используют интерферометры. Простой радиоинтерферометр состоит из двух радиотелескопов, удаленных на некоторое расстояние. Разрешающая сила такой системы определяется уже не диаметром антенны каждого телескопа, а расстоянием между ними, которое называется базой радиоинтерферометра. Современные многоэлементные интерферометры могут состоять из десятков радиотелескопов. Наблюдения источника продолжается много часов. По мере вращения Земли радиотелескопы занимают в пространстве различные положения, как бы заполняя постепенно огромное зеркало воображаемого телескопа. Такие многоэлементные интерферометры называются системами апертурного синтеза.
Угловое разрешение самой большой в мире системы апертурного синтеза — VLA — составляет около 0,05″ на волне 1,3 см, что во много раз превышает возможности любого оптического телескопа на Земле. VLA состоит из 27 полноповоротных 25-метровых радиотелескопов, размещенных в виде Y-образной конфигурации с максимальным расстоянием около 20 км между крайними телескопами. VLA расположена на плато, на высоте 2000 м, в 80 км к западу от города Сокорро в штате Нью-Мехико. Принадлежит VLA Национальной радиоастрономической обсерватории США — крупнейшему радиоастрономическому центру в мире. Общая собирающая площадь этой системы соответствует параболическому телескопу с диаметром зеркала 120 м. Изображение исследуемого источника строится путем сложной математической обработки записанных сигналов. Даже на самых современных компьютерах получение высококачественного радиоизображения может потребовать несколько сот часов вычислительного времени.
В Нидерландах с 1970 г. функционирует система, состоящая из 14 радиотелескопов диаметром 25 м, расположенных в направлении восток-запад с максимальным удалением 2,8 км. Наивысшее угловое разрешение составляет 4″, а общая собирающая площадь равноценна радиотелескопу диаметром 93,5 м. В Великобритании действует радиоинтерферометр MERLIN. В систему входит семь радиотелескопов, максимальное расстояние между которыми 230 км. Только один из них был построен специально для этой системы, он является копией радиотелескопа VLA; остальные раньше работали по независимой программе. Они были связаны в единую сеть путем передачи сигналов от каждого телескопа в центр корреляции по радиолиниям. Максимальное угловое расширение не уступает VLA и составляет 0,05″ на волне 6 см. Под таким углом будет видна монета диаметром 2 см с расстояния почти 100 км!
В Южном полушарии, в Австралии, с 1990 г. работает система апертурного синтеза, которая называется «Австралийский телескоп — компактная решетка». Система состоит из шести радиотелескопов диаметром 22 м. Они передвигаются по рельсам на расстояния в пределах 3 км. А можно ли удалить звенья интерферометра на тысячи километров друг от друга? Ведь тогда угловое расширение составит тысячные доли секунды. Эта задача также была решена радиоастрономами, а подобная система получила название радиоинтерферометр со сверхдлинной базой (РСДБ). Он объединяет радиотелескопы, находящиеся в разных странах, а иногда и на разных континентах.
В системах со сверхдлинными базами сигналы, принятые на отдельных радиотелескопах, записываются сначало на магнитную ленту. Лишь через несколько дней или даже недель все записи поступают в центр обработки. В настоящее время работает глобальная сеть РСДБ, объединяющая крупные телескопы Европы, США, Австралии и других стран. В экспериментах иногда участвует более 20 радиотелескопов.
Что такое инфракрасное излучение?
ИК-излучение — это один из трёх способов передачи тепла из одного места в другое.
ИК — это тип электромагнитного излучения, континуум частот, возникающий, когда атомы поглощают, а затем выделяют энергию. Электромагнитное излучение от самой высокой до самой низкой частоты включает гамма-лучи, рентгеновские лучи, ультрафиолетовое излучение, видимый свет, инфракрасное излучение, микроволны и радиоволны. Вместе эти виды излучения составляют электромагнитный спектр.
По данным НАСА, британский астроном Уильям Гершель открыл инфракрасный свет в 1800 году. В эксперименте по измерению разницы температур между цветами видимого спектра он поместил термометры на пути света в пределах каждого оттенка. Он наблюдал повышение температуры от синего до красного и обнаружил ещё более высокую температуру сразу за красным концом видимого спектра.
Как появляются ИК-волны
В электромагнитном спектре инфракрасные волны возникают на частотах выше частот микроволн и чуть ниже частот красного видимого света — отсюда и название «инфракрасный». По данным Калифорнийского технологического института, волны инфракрасного излучения длиннее, чем волны видимого света. Частоты ИК-излучения находятся в диапазоне от примерно 300 гигагерц (ГГц) до примерно 400 терагерц (ТГц), а длина волны оценивается в диапазоне от 1000 микрометров (мкм) до 760 нанометров. Хотя, по данным НАСА, эти значения не являются окончательными.
А знаете ли вы, как выглядит современный Лас-Вегас в инфракрасном свете?
Подобно спектру видимого света, который варьируется от фиолетового (самая короткая длина волны видимого света) до красного (самая длинная длина волны), инфракрасное излучение имеет свой собственный диапазон длин волн. Более короткие «ближние инфракрасные» волны, которые ближе к видимому свету в электромагнитном спектре, не излучают заметного тепла и излучаются пультом дистанционного управления телевизором для переключения каналов.
По данным НАСА, более длинные «дальние инфракрасные» волны, которые ближе к микроволновой части электромагнитного спектра, можно ощущать как сильное тепло — такое как тепло от солнечного света или огня.
ИК-излучение — это один из трёх способов передачи тепла из одного места в другое, два других — конвекция и теплопроводность. Всё, что имеет температуру выше примерно минус 268 градусов по Цельсию, излучает ИК-излучение. По данным Университета Теннесси, Солнце излучает половину своей полной энергии в виде инфракрасного излучения, а большая часть видимого света звезды поглощается и как бы переизлучается в виде инфракрасного излучения.
Бытовое использование
Бытовые приборы, такие как тепловые лампы и тостеры, используют ИК-излучение для передачи тепла — как и промышленные обогреватели, например те, которые используются для сушки и отверждения материалов. По данным Агентства по охране окружающей среды, лампы накаливания преобразуют только около 10 процентов потребляемой ими электроэнергии в энергию видимого света. Остальные 90 процентов преобразуются в инфракрасное излучение.
Хорошие новости! Исследователи разработали специальные очки для незрячих, которые используют инфракрасную технологию, помогающую ориентироваться в пространстве.
Инфракрасные лазеры можно использовать для прямой связи на расстоянии в несколько сотен метров или ярдов. Согласно How Stuff Works, пульты дистанционного управления телевизора, использующие инфракрасное излучение, посылают импульсы ИК-энергии от светоизлучающего диода (LED) к ИК-приёмнику в телевизоре. Приёмник преобразует световые импульсы в электрические сигналы, которые указывают микропроцессору выполнить запрограммированную команду.
Инфракрасное зондирование
Одним из наиболее полезных применений ИК-спектра является обнаружение. Все объекты на Земле излучают ИК-излучение в виде тепла. Это можно обнаружить с помощью электронных датчиков — таких как те, которые используются в очках ночного видения и инфракрасных камерах.
Простым примером такого датчика является болометр, который состоит из телескопа с чувствительным к температуре резистором или термистором в фокусе, согласно Калифорнийскому университету в Беркли. Если тёплое тело попадает в поле зрения этого прибора, тепло вызывает заметное изменение напряжения на термисторе.
Камеры ночного видения используют более сложную версию болометра. Эти камеры обычно содержат микросхемы формирования изображений с зарядовой связью (ПЗС), которые чувствительны к ИК-излучению. Изображение, сформированное ПЗС, затем можно воспроизвести в видимом свете. Эти системы могут быть сделаны достаточно маленькими, чтобы их можно было использовать в портативных устройствах или очках ночного видения. Такие камеры можно использовать и для прицелов с добавлением ИК-лазера для наведения или без него.
Инфракрасная спектроскопия измеряет ИК-излучение материалов на определённых длинах волн. ИК-спектр вещества будет показывать характерные провалы и пики, когда фотоны (частицы света) поглощаются или испускаются электронами в молекулах, когда электроны переходят между орбитами или энергетическими уровнями. Затем эту спектроскопическую информацию можно использовать для идентификации веществ и мониторинга химических реакций.