Biblioteka
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Biblioteka > Encyklopedia > Wybór haseł > Subskrypcja  




ASTRONOMIA W PODCZERWIENI
Dział astronomii zajmujący się badaniem właściwości obiektów astronomicznych za pomocą ich obserwacji w paśmie widma promieniowania elektromagnetycznego, rozciągającym się od końca pasma optycznego, tzn. od fal o długości 1 m do zakresu fal radiowych, czyli do 1 mm. Promieniowanie cieplne emitowane przez ciało doskonale czarne osiąga maksimum natężenia dla fali, której długość pomnożona przez temperaturę ciała daje wartość 2900 m K. Zob. Promieniowanie cieplne; Promieniowanie podczerwone.

Metody obserwacji. Atmosfera ziemska jest nieprzezroczysta dla niemal wszystkich długości fal w podczerwieni z powodu silnej absorpcji przez parę wodną (H2O), dwutlenek węgla (CO2) i ozon (O3). Rysunek przedstawia tzw. okna, czyli te zakresy długości fal, dla których atmosfera jest stosunkowo przezroczysta i obserwacje można prowadzić z powierzchni Ziemi; są to: bliska podczerwień (1-3 m), środkowa podczerwień (3-30 m) oraz (w rzadkich sytuacjach, gdy powietrze jest bardzo suche) zakres submilimetrowy (300-1000 m). Atmosfera jest nieprzepuszczalna w dalekiej podczerwieni (30-300 m), czyli promieniowanie w tym paśmie nie dociera do powierzchni Ziemi. Natomiast na wysokości 14 km współczynnik przepuszczalności atmosfery wynosi 0,80, zatem obserwacje w dalekiej podczerwieni można prowadzić z pokładów wysoko lecących samolotów, balonów stratosferycznych i rakiet. Największe znaczenie mają obserwacje ze sztucznych satelitów. Zob. Astronomia fal submilimetrowych.

Położenie okien atmosferycznych w podczerwieni w zależności od częstości i długości fali. Przepuszczalność równa 1 oznacza zupełną przeźroczystość atmosfery, 0 oznacza pełną absorpcję promieniowania. Skala temperatury pokazuje, przy jakiej temperaturze ciała doskonale czarnego jego widmo promieniowania osiąga maksimum natężenia dla danej długości fali. Poniżej wymienione są obiekty astronomiczne, których charakterystyczne temperatury znajdują się na tej skali

Podstawową trudnością przy obserwacji w podczerwieni jest odróżnienie promieniowania pozaziemskiego od szumu cieplnego, wytwarzanego przez otoczenie detektora. Jeżeli obserwacja jest prowadzona na powierzchni Ziemi w którymś z okien, to na badane promieniowanie nakłada się promieniowanie cieplne emitowane przez atmosferę oraz sam teleskop (powietrze i teleskop mają temperaturę ok. 300 K), tworzące bardzo jasne tło. Dla porównania, przy obserwacji Wenus gołym okiem w południe kontrast między planetą i niebem jest ok. 600 razy większy niż przy obserwacji gwiazdy Wega na fali o długości 10 m za pomocą teleskopu o średnicy 2,5 m. Zob. Teleskop.

Czułość i zdolność rozdzielcza zarówno detektorów, jak i filtrów widmowych jest większa dla fal krótszych w podczerwieni. Intensywnie rozwija się technologia detektorów o dużej powierzchni, złożonych z wielu tysięcy małych elementów rejestrujących (pikseli). Detektory takie można łączyć w złożone układy, dzięki czemu ich możliwości pomiarowe znacznie wzrastają. Zob. Detektory światła.

Astronomia w podczerwieni szybko się rozwija dzięki opracowaniu kilku szerokokątnych (tzn. pokrywających duży obszar sfery niebieskiej) przeglądów nieba. Najdokładniejszy z nich został zrobiony przez satelitę IRAS (Infrared Astronomy Satellite) za pomocą teleskopu o średnicy 60 cm, chłodzonego ciekłym helem w celu obniżenia poziomu szumów cieplnych. Zob. Ciekły hel; Kriogenika.

Kosmiczne źródła promieniowania podczerwonego. Należą do nich gwiazdy emitujące w bliskiej podczerwieni oraz pył emitujący na falach dłuższych.

W obszarze bliskiej podczerwieni głównymi źródłami promieniowania na niebie są gwiazdy. Gwiazdy, których temperatura powierzchniowa nie przekracza 4000 K (jest to w przybliżeniu temperatura plam słonecznych) emitują większość energii w podczerwieni. Te chłodne gwiazdy stanowią większość w Galaktyce.

Istnieją dwie szerokie klasy gwiazd chłodniejszych od Słońca. Pierwszą z nich, znacznie liczniejszą, tworzą gwiazdy o małej masie, które nigdy nie osiągają temperatury Słońca. Obiekt o masie poniżej 0,08 masy Słońca nigdy nie stanie się zwykłą gwiazdą. Intensywne poszukiwania tych słabo promieniujących obiektów, zwanych brązowymi karłami, są uzasadnione przypuszczeniem, że stanowią one znaczną część całej masy Drogi Mlecznej. Zob. Brązowy karzeł.

Druga klasa gwiazd chłodniejszych od Słońca składa się z czerwonych olbrzymów o średnicach porównywalnych z promieniem orbity Ziemi wokół Słońca. Badania tych gwiazd, które można obserwować nawet bardzo daleko, dają dużo informacji o rozmieszczeniu przestrzennym gwiazd podobnych do Słońca w obszarze Drogi Mlecznej. Zob. Ewolucja gwiazd; Gwiazdy.

Nowo narodzony układ podwójny gwiazd (jasne obiekty) i przypuszczalna planeta (u dołu z lewej) na zdjęciu wykonanym w bliskiej podczerwieni przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a (NASA).

Gwiazdy gorętsze niż Słońce również okazują się stosunkowo jaśniejsze w obszarze podczerwieni niż w świetle widzialnym. Przyczyną tego poczerwienienia jest obecność cząstek pyłu w przestrzeni międzygwiazdowej. Uzyskany przez satelitę IRAS obraz nieba pokazuje, że Droga Mleczna jest jaśniejsza, bardziej spłaszczona i bardziej zagęszczona w centrum niż to wynika z jej obrazów w świetle widzialnym. Zob. Ekstynkcja międzygwiazdowa; Galaktyka; Materia międzygwiazdowa.

Dla fal dłuższych od ok. 3 m względnie wyraźniejsze stają się źródła promieniowania różne od gwiazd. Najważniejszym mechanizmem działającym w zakresie środkowej i dalekiej podczerwieni jest emisja promieniowania przez ciała stałe.

Pył w Układzie Słonecznym, zwany pyłem zodiakalnym, wypromieniowuje w paśmie środkowej podczerwieni (5-30 m) energię pochłoniętą z widma słonecznego. Jeżeli wszystkie gwiazdy powstają z układami planetarnymi, to najmłodsze z nich powinny mieć silniejszą emisję pyłu zodiakalnego. Satelita IRAS dokonał ważnego odkrycia: stwierdził nadwyżkę promieniowania (w stosunku do widma ciała doskonale czarnego) w obszarze podczerwieni w widmie pobliskiej młodej gwiazdy Wega. Jeżeli ta nadwyżka energii jest spowodowana pyłem analogicznym do pyłu zodiakalnego, to obserwacja ta jest bezpośrednim stwierdzeniem istnienia pewnej składowej układu planetarnego związanego z gwiazdą inną niż Słońce. Zob. Materia międzyplanetarna.

Nadwyżkę promieniowania w podczerwieni, którą można przypisać termicznej emisji pyłu, obserwuje się też w widmie energii czerwonych olbrzymów. Jednakże pył stowarzyszony z tymi gwiazdami skondensował z gazu, który wypłynął z ich zewnętrznych, rozdętych atmosfer. Gwiazdy te odgrywają podstawową rolę w chemicznej ewolucji Galaktyki, bowiem materia wyrzucana przez nie w przestrzeń międzygwiazdową, wzbogacona w pierwiastki zsyntetyzowane w reakcjach termojądrowych w ich wnętrzach, wchodzi następnie w skład nowo powstających gwiazd.

W dalekiej podczerwieni najjaśniejszymi źródłami na niebie są planety zewnętrzne: Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Poza granicami Układu Słonecznego najsilniejszymi źródłami w dalekiej podczerwieni są obłoki międzygwiazdowe. Największe z nich są najmasywniejszymi obiektami w obrębie Drogi Mlecznej. We wnętrzu takiego olbrzymiego obłoku większość światła znajdujących się na zewnątrz gwiazd jest pochłaniana. Powstają tam warunki (duża gęstość, niska temperatura) sprzyjające temu, by drobne zaburzenia gęstości spowodowały szybki kolaps grawitacyjny części obłoku, prowadzący ostatecznie do powstania nowych gwiazd. Jednym z obszarów najbardziej intensywnego formowania gwiazd w Galaktyce jest mgławica M 17, w której liczna populacja młodych gwiazd została odkryta wówczas, gdy kamera czuła w zakresie podczerwieni umożliwiła przeniknięcie przez otaczające je warstwy pyłu.

Połowa lub więcej światła gwiazd w zwykłych galaktykach spiralnych ulega pochłonięciu przez pył, a następnie jest wypromieniowywana w dalekiej podczerwieni. W niektórych galaktykach niemal cała wypromieniowana przez nie energia jest emitowana w dalekiej podczerwieni. Galaktyki te są zapewne na przejściowym etapie ewolucji, bowiem tempo formowania gwiazd, wyliczone na podstawie ich jasności w podczerwieni, jest tak wysokie, że zużyłyby one całe zapasy międzygwiazdowego gazu i pyłu w czasie stanowiącym mały ułamek ich wieku. Chociaż silnie świecące w podczerwieni galaktyki stanowią tylko pewien procent wszystkich galaktyk, są one tak jasne, że można ich użyć do wyznaczenia struktury Wszechświata w wielkiej skali. Zob. Galaktyki; Kosmologia; Wszechświat.

Szereg źródeł emitujących w dalekiej podczerwieni, które odkrył satelita IRAS, utożsamiono z dalekimi galaktykami, bardzo słabo świecącymi w zakresie widzialnym. Ogromne odległości połączone ze zmierzoną mocą emitowaną w podczerwieni wskazują, że galaktyki te mają całkowitą jasność tak dużą, jak najjaśniejsze kwazary. Są to obiekty interesujące, mogą bowiem stanowić ogniwo ewolucyjne pomiędzy kwazarami i innymi galaktykami osobliwymi.

Obserwacje kwazarów przez satelitę IRAS pokazały, że wiele z nich ma większą moc promieniowania w podczerwieni, niż się spodziewano, zwłaszcza w jej środkowym paśmie. Odkrycie kwazarów silnie promieniujących w podczerwieni sugeruje, że kwazary mogą być liczniejsze i mogą emitować więcej energii niż dotąd sądzono, co czyni je obiektami jeszcze bardziej zagadkowymi. Zob. Kwazar. [S.Kl.; D.E.Kl.] (L.M.S.)
[  góra strony  ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach