astronomia podczerwona,
dział współcz. astronomii poświęcony badaniu promieniowania elektromagnetycznego ciał niebieskich w zakresie fal dł. od ok. 1 µm do ok. 1000 µm (1 mm).
astronomia podczerwona
Encyklopedia PWN
Do promieniowania podczerwonego stosują się wszystkie prawa optyki geom., a do ogniskowania tego promieniowania można wykorzystywać teleskopy zwierciadlane (takie jak dla światła widzialnego); widma o dużej zdolności rozdzielczej uzyskuje się za pomocą siatek dyfrakcyjnych (do ok. 2,5 µm) lub interferometrów (w całym zakresie podczerwieni). Składniki atmosfery ziemskiej, takie jak: para wodna, dwutlenek węgla, ozon, silnie pochłaniają promieniowanie podczerwone; tylko w bliskiej podczerwieni (1–20 µm) istnieją tzw. okna atmosferyczne przepuszczające promieniowanie. Ponieważ pasma przepuszczalności zależą od zawartości pary wodnej w powietrzu, obserwacje w bliskiej podczerwieni można prowadzić z powierzchni Ziemi, umieszczając teleskop na obszarze o klimacie suchym, najlepiej na dużej wysokości n.p.m. Promieniowanie podczerwone ulega tylko niewielkiemu rozpraszaniu na atomach i cząsteczkach gazów atmosferycznych, stąd niebo w podczerwieni jest czarne zarówno w dzień, jak i w nocy, co sprawia, że obserwacje w tym zakresie można prowadzić również w ciągu dnia. Cały zakres promieniowania podczerwonego jest dostępny z pokładów samolotów stratosferycznych (KAO), balonów stratosferycznych, rakiet i sztucznych satelitów. Ponieważ kwanty promieniowania podczerwonego niosą znacznie mniej energii niż np. kwanty promieniowania widzialnego, do ich rejestracji jest konieczne stosowanie odbiorników odznaczających się dużą czułością i odpowiednio niskim poziomem szumów (np. detektorów CCD).
Historycznie pierwszą udaną próbą uzyskania informacji o ilości energii wysyłanej w podczerwieni przez ciała niebieskie były bolometryczne obserwacje planet i gwiazd podjęte w latach 20. XX w. Największy obecnie teleskop o średnicy 3,8 m, przeznaczony wyłącznie do obserwacji w podczerwieni, znajduje się (od 1979) w obserwatorium Mauna Kea na Hawajach. Podstawową trudnością napotykaną podczas obserwacji w podczerwieni jest konieczność wyodrębnienia interesującego promieniowania źródeł pozaziemskich spośród promieniowania wysyłanego przez otoczenie detektora; źródłem ciągłego promieniowania podczerwonego są bowiem wszystkie ciała stałe o temperaturze wyższej od ok. 0 K, w tym również elementy teleskopu znajdującego się w polu widzenia detektora (obiektyw, zwierciadła wtórne itp.). Wpływ niepożądanego promieniowania można wydatnie zmniejszyć przez częste wzorcowanie urządzenia odbiorczego, przez modelowanie obserwowanego promieniowania przed jego dotarciem do odbiornika lub też przez oziębienie całego teleskopu do bardzo niskich temperatur. Obserwacje w podczerwieni doprowadziły do wykrycia licznych źródeł promieniowania podczerwonego; są wśród nich przede wszystkim jasne gwiazdy późnych typów widmowych oraz galaktyczne mgławice gazowo-pyłowe. Wiele z nich jednak, zarówno wśród źródeł rozciągłych, jak i punktowych, nie ma dających się wykryć odpowiedników opt. Ponieważ promieniowanie podczerwone nie ulega praktycznej absorpcji międzygwiazdowej, obserwacje w dalekiej podczerwieni umożliwiły uzyskanie dokładnego obrazu centrum Galaktyki, zupełnie niewidocznego w zakresie widzialnym (wskutek przesłaniania przez gęste obłoki pyłu międzygwiazdowego).
Przełomowe znaczenie dla astronomii podczerwonej miało umieszczenie 1983 poza atmosferą pierwszego satelity do badań w podczerwieni IRAS. Satelita sporządził bardzo dokładną mapę niemal całego nieba, ukazując na nim — jak się ocenia — ok. 200 tys. źródeł punktowych i liczne obiekty rozciągłe dające się identyfikować ze znanymi wcześniej mgławicami; wykrył też obiekty poprzednio zupełnie nieznane (m. in. obiekt 1983 TB — będący źródłem roju meteorów zw. Geminidami, torus pyłowy w pasie planetoid).
