红外天文学

红外天文学（ infrared astronomy ），利用波长介于1毫米至1微米的红外波段来研究天文现象的天文分支学科。整个红外波段通常细分为4个区：亚毫米（1～0.3毫米）、远红外区（0.3毫米至50微米）、中红外区（50～10微米）和近红外区（10～1微米）。进行红外观测的重要原因是由于尘埃的消光在此波段最小；紫外和高红移星系及类星体都移向该波段，而这些天体的氢在短于91纳米的消光无法用光学观测。表面温度近于3 000K的物体的主要辐射能量集中在近红外波段，且温度越低，辐射的峰值波长就越长。因此，诸如红巨星、原恒星、恒星延伸大气中的尘埃包层、气体星云和星际介质等均宜于在红外波段进行观测研究。由于星际介质对红外光的吸收较小，因此对掩埋在气体和尘埃区域的天体只好用红外波段进行观测研究。红外探测是观测被宇宙尘埃掩蔽的天体的得力手段 ：红外波段有许多重要的分子谱线；许多河外天体在远红外区的辐射较强。随着半导体物理学的发展和军事侦察的需要，研制出了灵敏度很高而热噪声很低的单元（测辐射热计）和阵列红外检测器件（红外CCD），红外天文学在近年获得了巨大的发展。

简史

1800年，英国天文学家F.W.赫歇耳在观测太阳时，用普通温度计首次发现红外辐射。1869年，罗斯用电偶测量了月球的红外辐射。20世纪20年代美国天文学家W.柯布伦茨等人对行星和一些恒星进行红外测量。但在60年代以前的一个半世纪中，红外天文学进展缓慢。第二次世界大战后，各类高灵敏度的红外探测器相继问世，气球、火箭以及人造卫星技术也为红外天文观测摆脱地球大气的限制提供了方便。1965年，美国加利福尼亚理工学院的G.诺伊吉保尔等人用简易的红外望远镜发现了著名的红外星。1990年4月24日2.4米的哈勃空间望远镜升空，用红外新窗口观测宇宙，揭开了红外天文学新的篇章。

探测技术

在地面上进行红外天文观测，受地球大气的限制很大。大气中的水汽、二氧化碳、臭氧等分子，吸收了红外波段大部分的天体辐射，只有几个透明的大气窗口可供地面观测使用，这些窗口中被指定的红外测光系统为J（1.2微米）、H（1.6微米）、K（2.2微米）、L（3.6微米）、M（5.0微米）、N（10.6微米）和Q（21微米）。地球大气不但吸收天体的红外辐射，而且由于它具有一定的温度（约300K），其自身的热辐射对探测工作、特别是对波长大于5微米的观测，会造成极强的背景噪声。为此，必须到高空和大气以外去进行中、远红外探测。

由于可能收集到的一般天体的红外辐射较弱，所以必须精选探测能力很高的红外探测器。用得较多的探测器是液氮致冷(77K)的硫化铅光电导器件，液氦致冷（从4K到小于1K）的锗掺镓探测器。典型的地面望远镜在10微米波长观测红外源时，探测器上接收到的源信号是10−14瓦的量级，而探测器上得到的背景辐射却高达10−7瓦。强的背景噪声淹没了微弱的源信号，所以红外天文探测的一个根本问题是抑制背景噪声。红外探测器采取致冷措施就是为了减少元件自身的噪声。致冷技术在红外天文探测工作中是必不可少的。在红外天文望远镜中，为了从观测的源信号加背景的总和中减去背景，设置了调制机构。这样就大大增加了仪器探测弱源的能力。一些新探测器如锑化铟、碲镉汞（1 024×1 024像素）得到广泛应用。

望远镜

改造现有的地面望远镜使之适于红外观测，以及建造新的专用红外望远镜的工作一直在进行。美、英、法、加拿大等国1979年已启用装在夏威夷的口径3.6米的红外望远镜，美国加州理工学院建造了口径10米的红外望远镜。地面建造口径8米的红外专用望远镜(IRO)，对邻近的恒星形成区可作红外成像观测并拍摄光谱，同时观测银河系核心的恒星运动。气球上的1米红外望远镜和飞机载运的91厘米的仪器都已建成投入使用，并获得许多重要成果。最成功的红外探测计划是口径60厘米的红外天文卫星(IRAS)（1983年1月25日发射，观测到245 839个红外源）。其次有红外空间天文台(ISO)、大视场红外实验装置和深空近红外巡天装置等。宇宙背景探测器(COBE)也包含了红外波段，对2.74K背景辐射的探测起了巨大的作用。红外波段对于研究星系的起源和恒星及其行星系统的起源是十分重要和有用的。同温层红外天文台(SOFIA)，由一架波音747飞机改装，上装一架口径为2.5米的红外望远镜，可探测所有IRAS源，它可在接近空间条件下获取观测资料。美国国家航空航天局(NASA)的四大空间望远镜之一空间红外望远镜设备(SIRTF)，现定名为斯必泽空间望远镜（SST，图1），是一台装有0.9米液氦制冷的望远镜，在远轨道运行。它于2003年8月25日发射升空，工作波段是18～200微米，可进行成像和拍摄光谱。它将补充其他三台空间望远镜的空缺波段，观测目标是早期星系、褐矮星以及寻找类太阳恒星等。

图1　斯必泽空间望远镜在轨道上运行图

计划中的下一代空间望远镜(NGST)包括一架在进入空间后展开到满口径大约8米直径的被动冷却的拼接镜面望远镜。它将在大致离开地球150万千米的绕太阳轨道上运行。计划中的工作波长范围是0.6～27微米。比先前的空间望远镜的灵敏度增加，源于它的大口径，不仅从每一个光源收集到更多的光子，还由于它的较高的角分辨率优点而减少了背景光子。灵敏度和角分辨率的改进使得NGST大致比哈勃空间望远镜(HST)和SIRTF的能力高1 000倍。它的低温使得它比类似大小的地面望远镜能力高数百万倍。NGST的发现潜力是十分巨大的。NGST的灵敏度扩展到27微米将实质性地改进研究太阳系中的柯伊伯带天体、星系中恒星和行星的形成和红移达Z约等于3的星系中尘埃发射的能力。这个扩展不仅充分利用了冷却仪器的优点，而且还使得NGST在观测较长红外波长上比任何地面望远镜都强。为保证NGST达到它的全部潜力，发展技术以增加飞船通信的遥测速率和能够保证探测器工作在波长长于5微米的低温制冷器。

巨型拼接镜面望远镜(GSMT)在技术能力和它的探测遥远星系和近距离恒星形成区的能力方面将补充NGST之不足。GSMT是30米级地面、实口径、拼接反射镜的光学红外望远镜，工作于波长范围0.3～25微米大气窗口。自适应光学将给出对波长短到1微米的衍射极限分辨率。GSMT可对较小的空间望远镜看到的源补以更高的空间和光谱分辨率观测。另外，NGST不可能借添加新仪器而提高能力，GSMT却能够借添加新仪器而发展它的能力并使能力变得越来越强。NGST和GSMT一起将追踪自第一批恒星形成的“黑暗年代”末到现在的星系形成和演化的全过程。NGST的红外能力将能够研究氢云坍缩形成第一批星系和恒星的宇宙早期，而GSMT将在研究今天的大多数恒星和化学元素形成的宇宙历史较晚期的星系和星系际气体特别有力。NGST将观测星系团形成和第一批星系的形成，以及星系中恒星形成的历史。GSMT以高空间分辨率和适宜的光谱分辨率研究较暗源的能力将在了解星系如何形成和演化方面对NGST提供一个实质性的补充。

成果

首次红外巡天普查是美国用波长2.2微米的地面红外望远镜进行的。对−33°～＋80°的巡天探测结果，发现亮于40央［1央＝10⁻²⁶瓦/（米²·赫）］的红外源约5 600个。虽然其中大多数可证认为晚型巨星，然而约有50个红外源在0.8～2.2微米有约1 000K的色温度，并且大多数不与光学天体对应。这项工作已整理成红外星表。美国空军坎布里奇研究实验所1971年和1972年共7次用火箭在波长4微米、11微米和20微米进行巡天工作，探测范围约占79％的天空区域。在4微米测到2 507个红外源，在11微米测到1 441个红外源，在20微米测到873个红外源。有的红外源在不同波段都被测到，探测到的红外源共约3 200个。美国红外天文学家霍夫曼等人在1970～1971年用一个小气球上的望远镜，在波长100微米观测到了极限通量密度10⁴央的近百个红外源，这些源基本上沿着银道面分布。已探测到的红外源包括太阳系天体、恒星、电离氢区、分子云、行星状星云、银核、星系、类星体等。近来更引人注意的红外源是：①银心。因为银面上的尘埃和气体对可见光的消光达30个星等，所以银心处的恒星光球辐射只能用近红外观测，高分辨率的红外成像和分光观测，可测量银心处恒星的自行和视向速度，推测银心存在质量为6×10⁶M⊙的超大质量黑洞。②特亮红外星系。河外星系的红外背景辐射和远红外星系的观测告诉了早期宇宙的恒星形成历史，IRAS发现特亮红外星系(ULIRG)类似类星体，它代表星系演化的一个重要阶段。ISO也观测到特亮红外星系。③恒星形成区。红外观测特别适合活跃的恒星形成区，如银河系猎户座四边形天体，新形成的O型和B型星发出的紫外辐射与周围的密分子云相互作用（图2），一小部分紫外光子转为红外发射线，这些线的研究能够测定界面区的密度和温度结构、化学丰度以及化学过程。ISO已观测到固态CO₂、CH₄和HCOOH。

图2　斯必泽空间望远镜观测HH46/47的红外像