Лит,: Акустика океана, под род, Л. М, Бреховских, М., 1974 ; Infrasound and low frequency vibration, ed. by W, Tempest, L.≈ [а. о.], 1У76; Pimonov L., Les infra-sons, P., 1976.
И. Л, Голямииа,
ИНФРАКРАСНАЯ АСТРОНОМИЯ ≈ область наблюдательной астрофизики, объединяющая методы и результаты псследонанпй излучения астр, объектов и ИК-диапазоно (0,7 мкм ≈ 1 мм). Иногда как часть И. а. выделяют с у б м и л л и м о т р о в у ю а с т р о н о-м и ю (0,1 ≈ 1 мм). Первым шагом в истории И. а. было открытие ИТС-излучеиия Солнца [У. Гсршель (W. Нег-schel), 1800],
Методы И.а. Земная атмосфера прозрачна только в отд. участках (полосах) ИК-области спектра (табл.). Поглощение обусловлено в основном водяным паром. Его концентрация быстро убывает с высотой и на высоте '-'12 км нрибл. в 103 раз меньше, чем па уровне моря. Поэтому большие возможности для И. а. открываются при установке аппаратуры на аэростатах и высотных Самол╦тах. Наилучшие результаты да╦т вывод ИК-телескопа в космос. При этом оказывается возможным полностью охладить всю его оптику и резко снизить инструментальный фон теплового излучения, к-рый также существенно ограничивает возможности наземных измерений. Первый космич. ИК-телескоп был установлен на спутнике «ИРЛС» (Infra red Astronomical Sattelite; Нидерланды, США и Великобритания, 1983), Он.проработал ок. года, время жизни ограничивалось запасом жидкого гелия на борту.
Потоки И ТС-излучения зв╦зд в окнах прозрачности земной атмосферы
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Фотометрическая полоса
|
Поток от звезды нулевой величины
|
Продольная величина для телескопа диаметром
1,25 м(2>
|
|
|
|
Обозначение (!'
|
V
мкм
|
д?,,
мкм
|
Вт-см~г-мкм~"1
|
|
|
|
J
|
0,90
|
0,1
|
8.3- 10-"
|
13'л
|
|
|
|
J
|
1.25
|
0,3
|
3.4-10-13
|
13я
|
|
|
|
Н
|
1,Й
|
0,3 Г>
|
1,37.10^"
|
13≥
|
|
|
|
К
|
2.2
|
0.5
|
4, 14- Ю-14
|
13т
|
|
|
|
L
|
3 , Ъ
|
0,9
|
6,38-10-1Й
|
!∙>'«
1 <-»
|
|
|
|
М
|
5, 0
|
1,0
|
1,82-10-"
|
rj/Л
|
|
|
|
N
|
10,2
|
Г)
|
9, 7 -Ю-1'
|
сп Ш
j_i
|
|
|
|
Q
|
20
|
10
|
в,5-1П-"
|
_!*
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Г, J и т. д.≈ обозначении полос, широко применяемых в ПК-астрономии для фотометрических исследований зв╦зд и галактик при помощи фильтров (см. Астрофотометра}', они соответствуют окнам прозрачности земной атмосферы; А,^≈ эффективная длина волны, ДЯ, ≈ширина полосы по уровню 0,5. i2) Время накоплении сигналов 1 мин, среднеквадратичная
ошибка (l,o.r>m. Оценки (кроме I) даны по результатам измерений с .ШКЬМ-фотомстром и Лтф-фотометром Южной станции
ГЛАИШ. В Л7 и Q возможно улучшение па 2≈3'" при дальнейшей оптимизации конструкции фотометра (уменьшение инстру-ментального фона). Для сравнении укажем, что в визуальной области спектра (полоса V", X =0,55 мкм) предельная зв╦здная
величина ≈ lbm при ТУХ же условиях.
Для детального исследования в окнах прозрачности земной атмосферы отд. источников с известными координатами широко применяются наземные телескопы с ИК регистрирующей аппаратурой. На рис. 1 приведена упрощенная схема измеренизт, применяемая в И. а. для фотометрии источников с малыми угл. размерами (зв╦зд, галактик, астероидов п др.)т а в табл. даны предельные зв╦здные величины. Зеркало 32 (рис. 1) совершает пе-риодич. колебания (частота ~20 Гц), в результате к-рых в плоскости приемной площадки образуются два изображения звезды (А и Б), разнес╦нные на расстояние несколько большее, чем размеры при╦мной площадки. При измерениях смещением всего телескопа на
малый угол (~10") при╦мная площадка совмещается попеременно (с периодом £0, обычно нсск, десятков секунд) с изображениями А и Б, в результате чего зависимость сигнала от времени на выходе СД имеет вид кривой, показанной на рис. 1 справа внизу. При такой схеме измерений излучение звезды выделяется на фоне
Рис. 1. Упрощ╦нная схема телескопа с инфракрасным фотометром для исследования источников, имеющих малые угловые размеры: 3t ≈главное зеркало; 33 ≈ вторичное зеркало; У3 ≈ плоское «диагональное» зеркало; 34 ≈ плоскоо зеркало для визуального наблюдения по ли вокруг наблюдаемого объекта и контроля ведеЕШЯ телескопа по соседним зв╦здам; Зв ≈ плоское убирающееся зеркало с окулярам Ог для точного наведения; Кр ≈ ириостат с оптическим входом; Ф ≈ холодный фильтр; Д ≈ система холодных диафрагм, выделяющая узкий угол (такой, что при╦мник «видит» только вторичное зеркало); П ≈ при╦мник излучения; У ≈ усилитель; СД ≈ синхронный детектор; II ≈ интегратор; Р ≈ регистрирующее устройство.
о *Дп
А Щ
Б Е
А А
I~IO"~LJ~L Б Б
t
О
потока теплового излучения прибора с наименьшими потерями. В качестве при╦мников в И. а. наиб, эффективно используются фотодиоды InSb в фотоволътаич. режиме (охлаждение твердым азотом до 60 К) и полупроводниковые болометры на основе германия, легированного галлием (~2 К ≈ жидкий гелий с откачкой).
Для изучения спектров с разрешающей силой Я/ДА,^ ^100 в И, а. с успехом применяется Фурье спектроскопия. Она оказалась совершенно незаменимой при намерении спектров теплового излучения планет и Земли с борта космич. аппаратов. Примеры спектров, полученных с помощью Фурье спектрометра, приведены на рис. 2. Дана идентификация полос поглощения, принадлежащих атм. газам, а такше веществу частиц облаков (И28О4 ≈ в случае Венеры), Регистрировалось излучение разл-. областей планеты (характерный размер ≈ неск, десятков км). По этим спектрам определялись вертикальный температурный профиль, содержание малых составляющих, вертикальное распределение аэрозоля в атмосферах.
Результаты И. а, В 20-х гг. 20 п. были проведены первые измерения теплового излучения Луны и планет (в диапазоне 8≈13 мкм). определены темн-ры поверхности Луны, Меркурия, Марса, верх, границы облаков Веиеры и Юпитера. Позднее ИК-сгюктры Венеры и Марса показали присутствие в их атмосферах С02 (к-рый оказался их осн. составляющей} и целого ряда др. гаяоп ≈ СО, Н20, на Венере, кроме того, IIC1 и HF4 При помощи наземного телескола с Фурье спектрометром были получены спектры этих планет в диапазоне 1 ≈ 2,5 мкм с разрешающей силой X/M~10S. Информативность ИК-методов исследования планет резко увеличилась с началом пол╦тов к ним космич. аппаратов. ИК-радиометры и спектральные приборы на космич. аппаратах «Марс-3», «Марс-5», «Маринер-9», «Викинг-1,-2» (США) дали информацию о широтных и суточных вариациях темп-ры, содержания Н20 в атмосфере, а также данные о рельефе поверхности Марса. Анализ ИК-излучения Венеры по измерениям с борта с╦ искусств, спутников «Пионер≈Венера» и «Вспера-15» выявил существенные широтные вариации строения мезо-сфери и облачного слоя, в т. ч. существование двух гигантских воронок (понижений верх, границы облачного слоя) в полярных широтах. Из-за большой интенсивности уходящего теплового излучения и этих приполярных областях совершенно лсобычным оказал-
х и
а.
е
177
Физическая энциклопедии, т. 2
