Какие объекты во вселенной излучают инфракрасное излучение
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 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. |
ВСЕЛЕННАЯ В ХОЛОДНЫХ ЛУЧАХ. ПОЛУЧЕНО ВЕСКОЕ ДОКАЗАТЕЛЬСТВО: ЖИЗНЬ ВО ВСЕЛЕННОЙ — ЯВЛЕНИЕ НЕ СЛУЧАЙНОЕ
В декабре минувшего года 400 астрономов и астрофизиков мира собрались в Париже, чтобы обсудить сенсационные результаты исследований Вселенной, проведенных инфракрасным телескопом «ISO». Он был запущен Европейским космическим агентством в 1995 году и в апреле нынешнего года прекращает свою работу.Телескоп показал, что примерно у половины звезд есть планеты, а в космосе — в любой его части — много водяных паров. «Вселенная буквально купается в воде», — с удивлением констатировал один из участников парижской конференции. А это означает: жизнь в нашей Вселенной — явление вполне вероятное и закономерное.
Наблюдения туманности Андромеды с помощью спутника-телескопа «ISO» представили эту спиральную галактику совсем в ином, непривычном виде.
«ISO» — спутник-телескоп, принимающий инфракрасное излучение объектов Вселенной.
Спиральная галактика М51. Этот прекрасный снимок, сделанный в ноябре прошлого года большим телескопом в штате Аризона, поражает своей четкостью, ясностью.
От догадок к пониманию
С очень древних времен человеку не дает покоя мысль: нет ли в звездном небе других населенных миров? Эта тема получила особую популярность с началом космических успехов России и Америки. Сколько выпущено с тех пор и серьезных научных, и фантастических книг, сколько «инопланетян» выведено на киноэкраны! В этом потоке еще неясных надежд и ожиданий особое место занимают две книги нашего соотечественника, радиоастронома с мировым именем И. С. Шкловского: «Вселенная, жизнь, разум» и «Звезды. Их рождение, жизнь и смерть». Книги неоднократно переиздавались. Отмечая роль новой астрономической техники, позволившей глубже проникнуть в тайны мироздания, автор в первых изданиях книг с сожалением говорил, что до сих пор астрономами не освоены инфракрасный и субмиллиметровые участки спектра. «Значение этого диапазона, — писал Шкловский, — определяется прежде всего тем, что в нем сосредоточена основная часть излучения Вселенной. Активные ядра галактик, квазары, гигантские звезды и протозвезды, облака космической пыли — все излучают преимущественно в инфракрасном и субмиллиметровом диапазоне. Этот диапазон имеет особое значение для исследования важнейшей проблемы происхождения звезд и планетных систем».
Да, действительно, вплоть до 80-х годов нашего века наука о небе была подобна наблюдателю, смотрящему на мир через узкую щель оптики, но не способному распахнуть ставни на окнах, в которые рвется поток ценнейшей информации.
Космическая техника помогла раскрыть эти ставни. И уже в 1985 году в предисловии к последнему изданию своей книги И. С. Шкловский мог записать: «Первый инфракрасный спутник «IRAS» (запущен американо-голландской группой ученых в январе 1983 года. — Прим. ред.) был направлен для калибровки на ярчайшую звезду северного неба — Вегу (α Лиры). Поток инфракрасного излучения оказался в 10-20 раз больше ожидаемого. Далее выяснилось, что источник инфракрасного излучения, связанный с этой звездой, не точечный (как предполагали), а довольно протяженный. Короче говоря, оказалось, что Вега окружена кольцом, состоящим из роя частиц размером больше одного миллиметра. Эти частицы, нагретые излучением звезды до температуры 90 о Кельвина, являются источником инфракрасного излучения». (По Цельсию — примерно минус 180 о . — Прим. ред.)
Определить столь низкую температуру можно только прибором, охлажденным еще сильнее. В противном случае астрономы будут столь же беспомощны, как наивный человек, пытающийся разглядеть пламя свечи в свете прожектора. К счастью, средство решить эту задачу есть. Приемники низкотемпературных излучений охлаждают жидким гелием до минус 271 о Цельсия.
По такому принципу были построены инфракрасные спутники-телескопы: первый «IRAS», а потом и «ISO», запущенный в 1995 году Европейским космическим агентством. Можно предположить, что внутри этих космических приборов — самое холодное место во всей Вселенной. Вне прибора, в межпланетном пространстве, намного теплее. Разве только еще в земных криогенных лабораториях получают такую же, близкую к абсолютному нулю, температуру.
Общий подъем интереса к поискам внеземной жизни, царивший в 60-70-е годы в умах людей, отразился и на планах науки. Радиотелескопы были нацелены на то, чтобы улавливать осмысленные сигналы из космоса. Ко времени запуска «ISO» на Земле уже многие годы напряженно слушали Космос. Но разумных сигналов земные радиотелескопы так и не поймали. Раздумья ученых на эту тему обретали форму статей, проповедующих уникальность жизни на Земле, утверждающих, что люди одиноки в этом беспредельном мире звезд.
Вода помогает рождению звезд
На конференции в Париже несколько сотен астрономов из разных стран мира обсуждали один вопрос: что принес астрономии инфракрасный спутник «ISO», запущенный в конце 1995 года. Важных новостей было чрезвычайно много. Рейнхард Генцель из германского Института внеземной физики так оценил «ISO»: «С помощью такого космического телескопа мы можем исследовать небесные тела, которые темны и настолько холодны, что не испускают какого-либо видимого света».
Уже давно облака молекул и пыли, которые протянулись в космосе на сотни световых лет, астрономы считают инкубаторами, где рождаются звезды. Когда в таком облаке образуется сгущение вещества, возникает тяготение, направляющее пыль и молекулы из окрестностей в сторону этого сгущения. Процесс длится миллионы лет, пока пылегазовые частички не сплотятся в светящийся шар — тепло он получает от беспрерывной бомбардировки новыми подлетающими частицами. Астрофизики задаются вопросом: почему не гаснет раскаленный шар? Казалось бы, он должен охладиться еще до того, когда вспыхнет ядерная реакция. Потому что зародыш звезды, нагретый за счет кинетической энергии падающих на него частиц, передает свое тепло в окружающее пространство, то есть нагревает окружающий газ. Газ становится менее плотным, и число падающих молекул уменьшается. Дальнейший процесс нагревания должен бы прекратиться. И новое солнце не сможет родиться. Но звезды появляются именно из пылегазовых облаков.
Телескоп «ISO» дал астрофизикам надежду разгадать эту загадку. При рождении звезды в дело вступает своего рода «повивальная бабка» — вода, присутствующая в виде охлажденных паров. Молекулы воды, составляющие заметную часть массы облака, играют ключевую роль в становлении новой звезды. Астроном Жан-Поль Бомето из Марсельской обсерватории дает в журнале «Sciences et Avenir» такое объяснение. Водяной пар способствует охлаждению газа: возбуждаемые столкновениями внутри облака молекулы воды могут выбрасывать фотоны, которые, улетая за пределы облака, окружающего эмбрион звезды, уносят с собой излишек энергии. Такое охлаждение способствует дальнейшему гравитационному накоплению газа и пыли — материи, из которой создаются звезды.
Играя ключевую роль при рождении новой звезды, вода не остается в стороне и на последнем этапе жизни светила — когда оно угасает. Телескоп-спутник «ISO» наблюдал за происходящим на звезде W в созвездии Гидры. Вот как представляет это событие французский астроном Ж.-П. Бомето. Когда светило подходит к концу своей жизни, ядерные реакции, которые его греют, перемещаются в наружные слои звезды. Если речь идет о светиле, похожем на Солнце, то верхняя его оболочка раздувается, отделяется от материнского тела и остывает. В ней возникают молекулы воды (водород — основная масса звезды, а атомы кислорода, необходимые для этого синтеза, получаются в ходе ядерных реакций на звезде).
Когда понижается температура на внешних поверхностях оболочки, происходит конденсация паров воды. Она осаждается на твердых частицах. В дальнейшем, при разбегании остатков звезды, водяной пар и обледенелые пылинки уходят в космическое пространство. Из них состоят гигантские облака, которые обречены странствовать в межзвездной пустоте сотни миллионов и даже миллиарды лет. Если облако окажется вблизи сверхновой звезды с мощным излучением, молекулы воды возбуждаются, испускают лучи в ультрафиолетовой части спектра и могут быть обнаружены с Земли. Возбужденные атомы прилепляются к частичкам межзвездной пыли. Одетые в ледяные панцири, вместе с водяными парами они ждут того времени, когда образуются случайные их сгущения, возникнет тяготение. И это будет началом образования новой звезды. Так оканчивается космический цикл воды. В какой-то степени он подобен хорошо известному нам земному циклу воды: океан — испарение — дождь — река — океан.
Где вода — там жизнь
Первые звезды возникли примерно миллиард лет спустя после первоначального взрыва. В юные годы Вселенной рождение небесных тел происходило много чаще, чем сейчас. К такому неожиданному открытию астрономы пришли, когда с помощью «ISO» удалось исследовать дальние древние галактики. Раньше ни одному земному наблюдателю неба не удавалось увидеть эти звездные острова Вселенной, потому что они находятся за плотными газопылевыми облаками, через которые не проникает ни один световой луч. Только тепловые лучи проходят сквозь эти плотные занавеси, и датчики инфракрасных спутников-телескопов улавливают их.
Есть веские основания предполагать, что пылевые облака, заслоняющие от нас старые галактики, — это не что иное, как пепел сгоревших звезд. Но если мы видим так много мертвых, потухших светил, значит, существовало огромное множество действующих солнц.
Р. Генцель из германского института внеземной физики, ссылаясь на последние расчеты, пишет в журнале «Spiegel», что в древних галактиках каждый год вспыхивали сотни солнц. Тогда как в нашем сегодняшнем Млечном Пути загораются в год только четыре-пять новых звезд.
Еще одно интересное открытие спутником «ISO» сделано в «соседних» с Землей местах. Астрономы впервые увидели, что в одной из ближайших к нам галактик — в туманности Андромеды (по новейшим измерениям до нее — 2,93 миллиона световых лет) существуют гигантские кольцевые пылевые облака. Телескопы, действующие в спектре видимого света, никак не могли бы их обнаружить. В кольцах сосредоточены главные массы газа Галактики, вероятно, там зарождаются звезды.
Но подлинной сенсацией на парижской конференции стало сообщение о присутствии воды во всех частях Вселенной. Всюду в космосе, куда бы ни направлял свой взор новый телескоп, он обнаруживал молекулы воды.
Оказывается в межзвездных тучах, медленно плывущих в Млечном Пути, сосредоточены огромные массы водяного пара. Наблюдения с помощью спутника «ISO» показывают, что эти тучи — своего рода химические фабрики. В них непрерывно соединяются водород и кислород в молекулы воды за счет энергии звездного излучения.
Особенно много воды обнаружено близ созвездия Ориона. Там, на расстоянии от нас 1500 световых лет, группа американских астрономов из Корнеллского университета нашла в большом молекулярном облаке самую значительную из известных концентрацию паров воды. За один день это гигантское облако производит из водорода и кислорода такое количество воды, которым можно было бы 60 раз наполнить все моря и океаны земного шара.
«До того как «ISO» поднялся на орбиту, вся Вселенная представлялась нам безводной пустыней, — говорит Роджер Боннет, научный директор Европейского космического агентства. — Открытие всепроникающего присутствия воды в нашей Галактике укрепляет предположение, что вокруг многих звезд может существовать жизнь» — таково многообещающее значение работ с телескопом «ISO».
Конечно, возникает вопрос: почему за несколько веков инструментальной астрономии, и особенно в последние десятилетия, когда действуют мощнейшие наземные телескопы и оптические телескопы-спутники, не удалось открыть в космосе таких больших количеств молекул воды?
Все дело в том, что в атмосфере Земли всегда много водяных паров. Выделить среди них исчезающие слабые следы далекой внеземной воды практически не удается. Только с выходом в космос приборов инфракрасного видения стало возможным надежно установить существование космической воды. За время своей работы спутник «ISO» сделал 26 тысяч наблюдений!
Нелья не упомянуть еще об одном из них. Растущая новая звезда не обязательно должна вместить в себя всю массу облака. Наблюдения с помощью «ISO» показали, что в каждом втором случае звезда формируется только из половины облака. Оставшаяся часть молекулярно-пылевой массы образует плоскую «шайбу», из которой гравитация формирует малые небесные тела. Наблюдения дают основание считать, что у каждой второй звезды есть вращающиеся вокруг нее планеты и их луны. Они при рождении бывают обеспечены водой, которая прожила уже долгую жизнь, блуждая по космосу. Некоторые из планет, близко расположенных к звезде, теряют воду, как, например, наши Меркурий и Венера. Другие — сохраняют ее как внутренние резервы планеты.
К сожалению, дальнейших откровений о жизни космоса «ISO» не сможет нам принести. За два с половиной года своей работы он израсходовал 2 тысячи литров гелия, заготовленных для него перед стартом. Испарение этого газа помогло достигнуть высокой чувствительности сенсоров телескопа. В апреле 1999 года спутник-телескоп утратит возможность видеть.
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.
Что такое инфракрасное излучение?
Инфракрасное излучение (ИК) или инфракрасный свет — это тип лучистой энергии, который невидим для человеческого глаза, но который мы можем ощущать как тепло. Все объекты во Вселенной излучают инфракрасное излучение в той или иной степени, но два наиболее очевидных источника — солнце и огонь.
Полина Колесо
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.
РЕКЛАМА – ПРОДОЛЖЕНИЕ НИЖЕ
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.
РЕКЛАМА – ПРОДОЛЖЕНИЕ НИЖЕ
РЕКЛАМА – ПРОДОЛЖЕНИЕ НИЖЕ
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.
РЕКЛАМА – ПРОДОЛЖЕНИЕ НИЖЕ
РЕКЛАМА – ПРОДОЛЖЕНИЕ НИЖЕ
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.
РЕКЛАМА – ПРОДОЛЖЕНИЕ НИЖЕ
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.