مقدمه

ستارگان بخاطر انتشار نور قابل رؤیت هستند. ولی در فضا انواع دیگری از تشعشعات هست که نمی‌توانیم آن را ببینیم. این تشعشع نامرئی حاوی اطلاعاتی درباره اجرامی نظیر حفره سیاه است. اگر چه تلسکوپهای زمینی بخشی از این تشعشع را جمع می‌کنند، اما ستاره شناسان باید تجهیزاتشان را به بالای جو زمین بفرستند تا نامرئی‌ترین تشعشعات را مطالعه کنند.

ترتیب میزان قدرت انرژی از چب به راست

طیف الکترومغناطیسی

همه اجسام آسمانی امواج الکترومغناطیسی منتشر می‌کنند. هر چه جسم گرمتر باشد، انرژی بیشتری ساطع می‌کند. اجرای سماوی بسیار گرم تشعشعاتی با طول موجهای کوتاه پرانرژی و اجرام سردتر تشعشعاتی با طول موجهای بلند کم انرژی منتشر می‌کنند. اشعه‌های گاما پرانرژی‌ترین امواج الکترومغناطیسی هستند، ولی امواج رادیویی کمترین انرژی را دارند.

منابع رادیویی

وقتی بتوان دمایی به ماده نسبت داد و وقتی کوانتومهای جذبی وگسیلی کافی با این فرکانسها وجود داشته باشد، آنگاه توزیع انرژی تابشی حاصل از آن ماده که به فضا سرازیر می‌شود، شکل منحنی یک جسم سیاره را دارد. در امواج رادیویی با فرکانس پایین ، انرژی زیادی در یک منحنی جسم سیاه وجود ندارد، مگر اینکه دما فوق العاده بالا باشد. به این دلیلی بود که ستاره شناسان برای مدت مدیدی (تا اواخر دهه 1940 میلادی) گمان می‌کردند که تلاش در جهت مشاهده جهان بوسیله امواج رادیویی حتی اگر جو زمین در مقابل آن امواج شفاف باشد، ارزشی ندارد. در نتیجه اکثر اکتشافات اساسی ستاره شناسی رادیویی ، از خارج رصدخانه‌ها انجام می‌شد.

کهکشان گاما مطالعه تشعشعات گاما به ما امکان می‌دهد تا ببینیم متراکمترین گازهای کیهانی در کجا واقعند.

ستاره شناسی اشعه گاما و ستارگان جدید الورود

اشعه گاما که توسط ماهواره‌های مستقر در مدار زمین جمع آوری شده ، حاوی تشعشات بسیار پر انرژی می‌باشد. این اشعه ، منابع کیهانی گوناگونی از جمله پالسارها و هسته کهکشان راه شیری دارد. انتشار بسیار کوتاه اشعه شدید گاما معروف به فورانهای اشعه گاما، از هنگام کشف شان در سال 1967 ستاره شناسان را متحیر کرده اند، زیرا این تشعشات پراکنده اند و منشا دقیقشان هنوز ناشناخته مانده است. رصد خانه اشعه کامای کامپتون سنگین ترین ماهواره غیر نظامی است که تا کنون پرتاب شده است. وزن آن در زمین متجاوز از 17 هزار کیلوگرم (37500 پیوند) است. منطقه روشن نشانگر فعالیت اشعه های گاماست.

مقدمه

آسمان پوشیده از مایکروویو این نقشه مایکروویو آسمان را ماهواره کوبه گرفته است. نتایج این مطالعه در سال 1992 سحت نظریه انفجار بزرگ را تقویت کردند.

بر خلاف امواج رادیویی امواج مایکروویو نمی‌توانند به لایه‌های تحتانی جو نفوذ کنند. همانند ماهواره‌ها ، تلسکوپهای مستقر در قلل کوهستانی نظیر مائوکیا در هاوایی و لاسیلا در شیلی می‌توانند آنها را شناسایی کنند. امواج مایکروویو می‌توانند به ستاره شناسان بگویند چه موادی در ابرها غباری و گازی در بین ستارگان وجود دارد. اتمهای هیدروژن امواج رادیویی را با چنان شدتی گسیل می‌دارند که برای آشکار شدن ساده آنها توسط رادیو تلسکوپها کافی است. فرکانس گسیل 1.42X10⁹ سیکل بر ثانیه است و این فرکانس ، در مرکز نوار موجی قرار دارد که روشهای رادیویی بر روی آن اعمال می‌شوند.

دانشمندان سابقا تصور می‌کردند که بیشتر هیدروژن بین ستاره‌ای ، بصورت اتمهای منفرد است و از این رو با مشاهدات رادیویی قابل آشکار شدن هستند. مولکولهای هیدروژن ، H₂ ، این تابش ویژه را گسیل نمی‌کنند و در نتیجه با این روش رادیویی نمی‌توان آنها را آشکار کرد، اما هیدروژن تک اتمی آشکار پذیر است. امروزه از داده‌های دیگر (غیر رادیویی) معلوم شده است، همانقدر که هیدروژن بین ستاره‌ای بصورت اتمی وجود دارد، بصورت مولکولی نیز می‌تواند وجود داشته باشد. احتمالا بیشتر از این نیز باشند.

مولکولها در فضا بین ستاره‌ای

مولکولها از روش چرخششان آشکار می‌شوند. مولکولها خطوط طیفی گسیل می‌کنند که به دلیل انتقالها در حالت چرخششان ، فرکانسهای کاملا مشخصی دارند. برای آشکار کردن گسیل مولکولها باید از آنتنهای رادیویی و گیرنده‌ها استفاده کنیم. گیرنده‌ها را می‌توان بر روی هر فرکانس دقیق که به انتقال خاص یک مولکول خاص وابسته است، تنظیم کرد و به این ترتیب حضور مولکول را در یک ابر گاز کیهانی آشکار کرد. اولین پیش بینی نظری در مورد مولکولها در فضای بین ستاره‌ای در سال 1940 میلادی از سوی آر. آ . لیتلتون (R. A. Lyttleton) صورت گرفت.

مدت بسیار کوتاهی پس الز آن آندریومک کلر (Andrew Mackeller) موفق شد CH و CN را با استفاده از یک روش نوری و نه با استفاده از روشهای رادیویی ، آشکار کند. پس OH و NH₃ و H₂O و H₂CO شناسایی شدند. از سال 1971 میلادی به بعد ستاره شناس رادیویی که بیشتر در طول موجهای میلیمتری فعالیت می‌کرد به نوبه خود به عنوان یک شاخه مهم ستاره شناسی مطرح شد.

ابرهای مولکولی غول پیکر

ستاره شناسی امواج میلیمتری ، جزئیات ساختمانی ابرهای بین ستاره‌ای را تعیین می‌کند. ابرها را می‌توان با توجه به تابش گسیل شده در انتقالهای چرخشی بسیاری از مولکولها مشاهده کرد، که در آن هر مولکول ، اطلاعاتی در مورد نحوه توزیع خود در درون یک ابر بدست می‌دهد. از آنجا که مولکولهای مختلف به گونه‌های متفاوت توزیع می‌شوند، هر یک از آنها تصویر خاص خود را بدست می‌دهد. با وجود این تصاویر گوناگون وابستگیهای فامیلی باهم دارند که در آنها مولکولهای معمولی‌تر ، گسترده‌ترین ساختمانها را از خود نشان می‌دهند. در بین تمام مولکولها ، تصویری که مونو اکسید کربن (CO) می‌دهد، بزرگترین مقیاس را دارد.

مقدمه

جو زمین در مقابل پرتوهای ایکس کدر است. از این رو برای مشاهده پرتوهای ایکس دستگاههای آشکارساز باید در بالای جو باشند و باید توسط موشکها یا اقمار مصنوعی به آنجا برده شوند. این خواسته اجتناب ناپذیر، ستاره شناسی پرتو ایکس را از نظر مالی در وضعیتی قرار می‌دهد که با دیگر شاخه‌های جدیدا توسعه یافته ستاره شناسی تفاوت دارد. مطالعات فضایی درباره اشعه ایکس توسط ماهواره‌ها یا موشکها انجام می‌شود. زیرا تشعشع این اشعه نمی‌تواند از جو زمین بگذرد.

اشعه ایکس از گازهای فوق العاده گرم موجود در بقایای ابر نواختر و یا جفت ستارگانی که یکی از آنها کوتوله سفید و یا حفره سیاه است، حاصل می‌شود. بخاطر عبور اشعه ایکس از آینه‌های معمولی ، تلسکوپهای جمع کننده آنها از مجموعه‌ای از آینه‌های کانونی و استوانه‌ای استفاده می‌کنند که اشعه را با زاویه‌ای حاده منعکس می‌کنند.

روشها

استفاده از آینه در مورد پرتوهای ایکس مستلزم این است که تابش با زاویه خراشان (grazing angle) به سطح بخورد. در مورد پرتوهای ایکس ، اشکال هندسی مستقیما باهم ترکیب می‌شوند و این برخلاف تلسکوپ نوری است که در آن آینه‌های اولیه و ثانوی از یکدیگر جدا هستند و بین آنها فاصله وجود دارد. ستاره شناسان پرتو ایکس استفاده از لوله‌های مستطیل شکل بجای دایره‌ای را آسانتر یافته‌اند. زیرا دستگاه آشکار سازی که باید در ته لوله سوار شود، در یک جعبه مستطیلی شکل راحتتر جای می‌گیرد تا درون یک جعبه مدور نمونه‌ای از یک جعبه آشکار ساز که به شمارنده تناسبی معروف است، دیواره‌های جعبه کاملا توسط صفحات فلزی که در مقابل پرتوهای ایکس غیر قابل نفوذند، بسته شده است و فقط یک پنجره باز گذاشته شده که جنس آن از ماده‌ای است که پرتوهای ایکس می‌توانند از طریق آن به درون جعبه نفوذ کنند.

در ساختمان این پنجره معمولا از صفحه بریلیوم ، ورق آلومینیوم و فیلمهای پلاستیکی استفاده می‌شود. روشهای آشکار سازی پرتو ایکس همگی بر مبنای اثر فتوالکتریک پایه گذاری شده‌اند. در آشکار سازها پرتوهای کیهانی نه تنها از آن طرف که رو به آسمان است، بلکه از زوایای مختلف به جعبه آشکار ساز نفوذ می‌کند. می‌توان با پوشاندن قسمت خارجی لوله توسط وسایل حس کننده ، پرتوهای را که از سطوح جانبی لوله می‌آیند. از پرتوهایی که از قسمتهای دلگرد پایین و ... وارد لوله می‌شوند بطور جداگانه آشکار سازی کرد، مثل شمارنده گایگر. بنابراین احاطه کردن دستگاه آشکار ساز پرتو ایکس با شمارنده‌های ساده‌ای از نوع گایگر ، نخستین دفاع ستاره شناسان پرتو ایکس در مقابل پرتوهای کیهانی ناخواسته است.

علاوه بر پرتوهای کیهانی ، مسائل دیگری نیز وجود دارد. الکترونها از اتمها به بیرون پرتاب شده و اتمها نیز نور گسل می‌دارند. این گسل نور ، توسط الکترونهای برخورد کننده‌ای که موجب تغییر حالت اتمها می‌شوند بوجود می‌آیند، بدین ترتیب که اتمها تحریک می‌شوند و از خود نور تابش می‌کنند. برای رفع این مشکل ، عمدا یک گاز ناخالص (یا گاز خاموش کننده) در جعبه آشکار ساز وارد می‌کنند. دلیل انتخاب ، قابلیت جذب نور است که در نتیجه مانع از رسیدن نور به دیواره‌های جعبه می‌شود.

مشکل اختلال آمیز دیگر ، مسأله پارازیت است. یک پرتو کیهانی ممکن است بدون فعال کردن یک شمارنده محافظ ، به درون جعبه آشکار کننده راه یابد، یا ممکن است یا الکترون تا آن حد انرژی کسب کند که مانند الکترون تولید شده توسط یک پرتو ایکس ناخواسته عمل کند. برای مقابله با چنین اشتباهاتی مدت انجام آزمایش باید طولانی‌تر شود، زیرا رویدادهای نامحتمل ، توالیا رخ نمی‌دهند.

نخستین منبع پرتو ایکس که از خارج منظومه شمسی کشف شد

در سال 1956 م ، جوب و فریدمن ، علاوه بر رسیدن به هدف خود که کشف تشخیص شراره‌های خورشیدی به عنوان عامل محو شدنهای رادیویی بود، کشف مهمی مشابه کشف کارل جانسکی در مورد امواج رادیویی انجام دادند. چوب و فریدمن دریافتند که پرتوهای ایکس بصورت پخش از جهات متعددی که دستگاههای آشکار ساز پرتوهای ایکس در آن جهت نشانه گیری شده بودند، می‌رسند. در نتیجه شب 12 ژوئن 1962 م . یک موشک توسط محققان به ارتفاع 230 کیلومتری پرتاب شده دو تا از سه شمارنده‌های پرتوهای ایکس ، که در موشک نصب شده بودند، در مدت 350 ثانیه رصد خودکار خود را به درستی انجام دادند.

وقتی شمارنده‌ها مستقیما به طرف جنوب - جنوب غربی (جغرافیایی) گردانده شدند، یک منبع پرتو ایکس نرم با قدرتی حدود پنج کوانتوم که در هر ثانیه از سطح یک سانتیمتر مربع می‌گذشت یافت شد. این علامت ، بسیار قویتر از حدی بود که قبلا انتظار یا امید آن می‌رفت. اگر این علامت تابش از یک ستاره نزدیک بود، ستاره باید پرتوهای ایکس را با قدرت خروجی ده میلیون برابر خورشید، گسیل کند. این منبعی بود که بعدا وقتی نشان داده شد که در جهت صورت فلکی عقرب است، عقرب 1-X نامیده شد.

نخستین کهکشان پرتو ایکس

گروه NRL تحت نظر فریدمن بدون شک نخستین کهکشان قوی پرتو ایکس را در سال 1970 م. کشف کردند. این کهکشان M87 بود، کهکشانی با فواره ویژه داخلی. فواره یک منبع قوی پرتوهای ایکس است، ولی یک هاله خارجی گسترش یافته مهمتر نیز وجود دارد که حجم آن بسیار بزرگ است. اگر نور مرئی (یا حتی رادیویی) به الکترونهای پر سرعت برخورد کند، پرتوهای ایکس تولید می‌شوند. این فرآیند ، که به عکس فرآیند کامپتون معروف است، رقیب بزرگی برای مکانیسم گسیل اکثر منابع قوی پخش پرتوهای ایکس است. منجمله ، پرتوهای ایکس از مسیر دایروی درون سحابی خرچنگ از آن جمله‌اند. عکس فرآیند کامپتون به شرطی صورت می‌گیرند که از قبل تابش با فرکانس کم وجود داشته باشد.

بررسی قمر مصنوعی یوهورو

قمر مصنوعی یوهورو (این کلمه سواهیلی swahili به معنای آزادی است) یکی از پروژه‌های کوچک ناسا بود، ولی ارزش علمی آن از اکثر پروژه‌های بزرگ ناسا بیشتر بود. قمر مصنوعی در دوم دسامبر 1970م. پرتاب شد، ولی طرح ریزی خود آن توسط ASE به حدود 1964م. باز می‌گردند. دستگاههایی که بوسیله یوهورو حمل می‌شد برای نقشه برداری از منابع پرتو ایکس با شار انرژی بیشتر از 2X10-10 erg Cm-2 در کل آسمان طراحی شده بودند. نتایج این بررسی به فهرست U3 معروف شده و چاپ گردید.

خوشه‌های کهکشانها ، اکثر منابع پرتو ایکس

برای توضیح گسیل پرتوهای ایکس از خوشه‌های کهکشانها دو نظریه پیشنهاد شده است. یکی از آنها عکس فرآیند کامپتون است. نظریه دیگر که در سال 1971م. توسط جی. گان و جی. گوت (J. Gunn , J. Gott) پیشنهاد شد که به ایده برخورد ذرات بر می‌گردد. میزان گاز بین کهکشانی درون خوشه‌ها ، ممکن است بسیار بزرگتر از چیزی باشد که ستاره شناسان گمان می‌بردند. اگر چه در هر عنصر حجمی ، میزان وقوع برخوردها باید کوچک باشد، اما ممکن است کل آن برای تمام حجم ، قابل توجه باشد، زیرا حجم کل یک خوشه از کهکشانها بسیار بزرگ است.

چشم انداز بحث

وقتی بررسی یوهورو کامل شده ستاره شناسی با پرتو ایکس از مرحله پیشین تازه بودن ، وارد مرحله طلایی خود شد. با توجه به مقالات تحقیقی چاپ شده در نشریات ستاره شناسی گواهی می‌دهند، در این عصر بوده و تحقیقات ادامه دارند. در آینده با کشفهای چشم گیر ستاره شناسی پرتو ایکس روبرو خواهیم شد.

مقدمه

ستارگان بخاطر انتشار نور قابل رؤیت هستند. ولی در فضا انواع دیگری از تشعشع هست که نمی‌توانیم آن را ببینیم. این تشعشع نامرئی حاوی اطلاعاتی درباره اجرامی نظیر حفره سیاه است. اگر چه تلسکوپهای زمینی بخشی از این تشعشع را جمع می‌کنند، اما ستاره شناسان باید تجهیزاتشان را به بالای جو زمین بفرستند تا نامرئی‌ترین تشعشعات را مطالعه کنند.

مشاهده امواج تشعشع نامرئی را با ابزار گوناگون از تلسکوپهای زمینی گرفته تا ماهواره‌ها شناسایی می‌کنند.

طیف الکترومغناطیسی

همه اجسام آسمانی امواج الکترومغناطیسی منتشر می‌کنند. هر چه جسم گرمتر باشد، انرژی بیشتری ساطع می‌کند. اجرام سماوی بسیار گرم تشعشعاتی با طول موجهای کوتاه پر انرژی و اجرام سردتر تشعشعاتی با طول موجهای بلند کم انرژی منتشر می‌کنند. اشعه‌های گاما پر انرژی‌ترین امواج الکترومغناطیسی هستند، ولی امواج رادیویی کمترین انرژی را دارند.

ستاره شناسی اشعه ایکس

جو زمین در مقابل پرتوهای ایکس کدر است. از این رو برای مشاهده پرتوهای ایکس دستگاههای آشکارساز باید در بالای جو باشند و باید توسط موشکها یا اقمار مصنوعی به آنجا برده شوند. این خواسته اجتناب ناپذیر، ستاره شناسی پرتو ایکس را از نظر مالی در وضعیتی قرار می‌دهد که با دیگر شاخه‌های جدیدا توسعه یافته ستاره شناسی تفاوت دارد. مطالعات فضایی درباره اشعه ایکس توسط ماهواره‌ها یا موشکها انجام می‌شود. زیرا تشعشع این اشعه نمی‌تواند از جو زمین بگذرد.

ستاره شناسی با مایکروویو

بر خلاف موج رادیویی ، امواج مایکرو ویو نمی‌توانند به لایه‌های تحتانی جو نفوذ کنند. همانند ماهواره‌ها ، تلسکوپهای مستقر در قلل کوهستان نظیر مائوناکیا در هاوایی و لاسیلا در شیلی می‌توانند آنها را شناسایی کنند. امواج مایکرو ویو می‌توانند به ستاره شناسان بگویند چه موادی در ابرهای غباری و گازی در بین ستارگان وجود دارد. نتایج مطالعات کاوشگر تشعشع زمینه کیهانی کوبه) ، که با امواج مایکروویو کار می‌کرد، در سال 1992 صحت نظریه انفجار بزرگ را تقویت کرد.

ترتیب میزان قدرت انرژی از چب به راست

ستاره شناسی با اشعه مادون قرمز

همه اجرام آسمانی مقداری امواج مادون قرمز ساطع می‌کنند. بخار آب بخشهای تحتانی جو این اشعه را جذب می‌کند. بنابراین برای یافتن آن باید تلسکوپها در ارتفاعات یا روی ماهواره‌ها نصب شوند. ستاره شناسان می‌توانند با سنجش اشعه مادون قرمز ، اجرامی را مشاهده کنند که ابرهای متراکم غبار نظیر سحابی جبار ، که محل تولد ستارگان است ، آنها را احاطه کرده‌اند. آنها همچنین می‌توانند حلقه‌های گازی پیرامون ستارگان ، که محل تشکیل سیارات هستند ، را رصد کنند. ماهواره ستاره شناسی مادون قرمز آیراس در سال 1983 پرتاپ شد و بیش از 200 هزار منبع را برای این اشعه کشف نمود.

ستاره شناسی اشعه گاما

ستارگان بخاطر انتشار نور قابل رؤیت هستند. ولی در فضا انواع دیگری از تشعشعات هست که نمی‌توانیم آن را ببینیم. این تشعشع نامرئی حاوی اطلاعاتی درباره اجرامی نظیر حفره سیاه است. اگر چه تلسکوپهای زمینی بخشی از این تشعشع را جمع می‌کنند، اما ستاره شناسان باید تجهیزاتشان را به بالای جو زمین بفرستند تا نامرئی‌ترین تشعشعات را مطالعه کنند.

ستاره شناسی با اشعه ماورا بنفش

ستارگان گرم از خود تشعشع ماورا بنفش ساطع می‌کنند، که معمولا جو زمین مانع رسیدن آن به زمین می‌شود. بنابراین همیشه تلسکوپهای ماورا بنفش بر روی ماهواره‌ها نصب می‌شوند. به جای شیشه که این نوع تشعشع را جذب می‌کند ، با یک کانی به نام کوارتز آینه‌های تلسکوپ را می‌سازند. این آینه‌ها پوشش مخصوصی دارند که می‌توانند امواج فرابنفش را منعکس کنند. کاوشگر بین المللی ماورا بنفش IUE در سال 1978 پرتاب شد. که تا کنون موفق بوده و امکان مطالعه اجرامی نظیر ابرنواخترها را فراهم نموده است

مقدمه

همه اجرام آسمانی مقداری اشعه مادون قرمز ساطع می‌کنند. بخار آب بخشهای تحتانی جو این اشعه را حذب می‌کند، بنابراین برای یافتن آن ، باید تلسکوپها در ارتفاعات بر روی ماهواره‌ها نصب شوند. ستاره شناسان می‌توانند با سنجش اشعه مادون قرمز ، اجرامی را مشاهده کنند که ابرهای متراکم غبار نظیر سحابی جبار که محل تولد ستارگان است، آنها را احاطه کرده اند. آنها همچنین می‌توانند حلقه‌های گازی پیرامون ستارگان که محل تشکیل سیارات هستند را رصد کنند.

مشاهده اشعه مادون قرمز ماهواره ستاره شناسی با اشعه مادون قرمز (ایراس) در سال 1983 پرتاب شد و بیش از 200 هزار منبع را برای این اشعه کشف نمود.

ستاره شناسی مادون قرمز هنوز عصر طلایی خود را می‌گذراند و در کارآیی هزینه‌های صرف شده با تمام شاخه‌های دیگر ستاره شناسی ، رقابت می‌کند. علاقه و اهمیت به آن از هزینه‌های نسبتا کم آن ناشی می‌شود. مادون قرمز در حوزه گسترده‌ای از حدود 3X10¹¹ سیکل بر ثانیه در سمت فرکانسهای پایین ، تا حدود 3.75X10¹⁴ سیکل بر ثانیه در طرف فرکانسهای بالا گسترده است. تابش مادون قرمز در قسمت اعظم این پهنه نمی‌تواند آزادانه به جو زمین نفوذ کند. لیکن چند نوار فرکانس محدود که به پنجره معروفند وجود دارد که از آن طریق تابش نسبتا به راحتی نفوذ می‌کند.

ستاره شناسان نامهای Q , Z , N , M , L , K , H را به این نوارها نسبت می‌دهند. مدتها قبل دبیلو - هرشل (W. Herschel) ثابت کرد که حرارت واقعا شکلی از تابش است. هرشل فقط یک آشکار ساز بسیار ابتدایی برای اینگونه تابشهای مادون قرمز در اختیار داشت، یعنی یک دماسنج ساده.

آشکار سازی و اندازه گیری تابش مادون قرمز

تا دو دهه اخیر ، پیشرفت زیادی در ستاره شناسی مادون قرمز حاصل نشده بود، زیرا تا قبل از پیشرفت الکترونیک جدید (پی آمد کاربرد عملی ایده‌های مکانیک کوانتومی) هیچ روش مناسبی برای آشکار سازی و اندازه گیری تابش مادون قرمز در دسترس نبود. تأثیر تابش مادون قرمز به بلورها ، عنوان روش جدیدی برای آشکار سازی مادون قرمز می‌باشد. وقتی بلورها حرارت ببینند همواره خواص فیزیکی آنها تا حدودی تغییر می‌کند. مسأله در آشکار سازی تابش مادون قرمز ، یافتن بلور ویژه‌ای است که خواص الکتریکی آن ، بصورت بسیار حساس ، حتی به ازای حرارت بسیار کم تغییر کند. تا کنون هیچ بلور تکی که قادر به کار در تمام حوزه طول موجهای مادون قرمز باشد یافت نشده است.

برتری ستاره شناسی مادون قرمز

ستاره شناسان مادون قرمز ، چند برتری غیر قابل رقابت بر ستاره شناسان در رشته‌های دیگر دارند. از آنجا که طول موجهای تابش مادون قرمز بلندتر از تابش نور مرئی هستند، لزومی ندارد کمه دقت تلسکوپهای آنها ، در حد دقت بالای تلسکوپهای ستاره شناسی باشد که با نور مرئی کار می‌کنند و نور خورشید که توسط جو زمین پراکنده می‌شود، آنقدر بر مشاهده آنها اثر نمی‌گذارد که بر نورهای مرئی. از این رو ستاره شناسان مادون قرمز ، اغلب می‌توانند هم در مدت روز و هم در طول شب ، مشاهدات سودمندی انجام دهند.

در مقابل مزایای فوق ، این عیب وجود دارد که بلورها باید در دمای بسیار پایینی نگه داشته شوند تا برای کار ، حساسیت کافی داشته باشند. مسأله دیگری که برای ستاره شناسان مادون قرمز پیش می‌آید و آن اینکه گازهای جو ، خود تابش مادون قرمز گسیل می‌کنند، هم در شب و هم در روز. این تابش که از جو زمین می‌رسد، به تلسکوپ وارد می‌شود و در گرم کردن بلور آشکار ساز نقش دارد و از این طریق یک علامت ناخواسته بوجود می‌آید. برای به حداقل رساندن این مشکل تلسکوپها را بر فراز کوههای مرتفع قرار داده تا مقداری از جو (بویژه مقدار بخار آب آن) که در بالا تلسکوپها قرار می‌گیرد، کاهش یابد. تابش مادون قرمز رسیده از آسمان ، تماما یکنواخت نیست و گرادیان درخشندگی آسمان موجب دشواریهایی می‌شود.

تولد ستارگان این تصویر اشعه مادون قرمز بخشی از سحابی حمال را نشان می‌دهد که تعدادی ستاره تازه در آن متولد می‌شوند.

ستاره شناسی مادون قرمز و حضور ستارگان جدید الورود

فهرستی از 5612 منبع تابش مادون قرمز که در سال 1969 میلادی از سوی لایتون و نیوگبار به چاپ رسیده موجب تعجب اکثر ستاره شناسان شد. این بررسی توسط تلسکوپی (مادون قرمز) که خودشان ساخته بودند و در طول موج 2.2 میکرون ستاره شناسان شد. این بررسی توسط تلسکوپی (مادون قرمز) که خودشان ساخته بودند و در طول موج 2.2 میکرون کار می‌کرد انجام شد. ستاره شناسان انتظار داشتند که در این بررسی ، تعدادی ستاره بسیار سرخ را شامل باشد، اما در عمل ، منابع به هیچ جسم مرئی ارتباطی نداشتند.

نخست گمان می‌رفت که منابع ابرهایی از گاز و غبارند که از راه متراکم شدن ، یعنی از طریق فشرده شدن از طریق گرانش تا دماهایی حدود K500 گرم شده‌اند، لیکن بزودی روشن شد که انرژی موجود در تعداد زیادی از این قبیل اجسام ، بسیار زیادتر از آن است که گرم شدن ابرها بتواند منشأ رانش داشته باشد. تنها اجسامی که دسترسی به انرژی هسته‌ای دارند می‌توانند به اندازه بسیاری از منابع تابش مادون قرمز که توسط لایتون و نیوگباور کشف شدند، با سخاوت هر چه تمامتر انرژی گسیل کنند. پر انرژی این منابع ابری ، ‌تابندگیهای مادون قرمز از مرتبه یک میلیون بار بزرگتر از انرژی خروجی یک ستاره نوعی مانند خورشید را دارا هستند. یعنی یک چیز بسیار استثنایی و غیر معمول کشف شده بود.

گسیلهای مادون قرمز کهکشانها شباهتهای به گسیل امواج از کهکشانهای رادیویی دارند

کهکشانهایی که گسیل کنندگان بسیار قوی امواج رادیویی هستند، گسیل کنندگان قوی تابش مادون قرمز نیز هستند. درست همانگونه که منطقه گسیل شدید امواج رادیویی ، دسته‌های مرکزی کهکشانهای رادیویی هستند، گسیل مادون قرمز قوی نیز از یک هسته مرکزی کوچک می‌آید. تابش مادون قرمز ممکن است با فرآیند سنکروترون که به گسیل شدید کهکشانهای رادیویی منجر می‌شود، تولید شود. این یک خصوصیت فرآیند سنکروتون است که محدوده گسترده‌ای ار فرکانسها را تولید می‌کند و در اجسامی همچون سحابی خرچنگ از امواج رادیویی یا فرکانس کم تا نور مرئی و پرتوهای ایکس و گاما که فرکانس بالاتری دارند ادامه می‌یابد.

هسته‌های مادون قرمز مرکزی در مقایسه با اندازه خود کهکشانها بسیار کوچک هستند، اما از هسته‌های رادیویی بسیار بزرگترند. در حالی که هسته‌های رادیویی حداکثر فقط چند سال نوری قطر داشتند، قطر هسته‌های مادون قرمز حدود 200 سال نوری بود.

سهم غبار در گسیل مادون قرمز

تابش گرم می‌تواند ناشی از ذرات ریز غبار باشد که در هسته‌های مرکز کهکشانها بطور چگال متمرکزند. یک استدلال بر علیه پیشنهاد فوق این بود که گسیل مادون قرمز نیز مانند گسیل نور از اجسام شبه ستاره‌ای از لحاظ زمانی متغیر است. یک ابر غبار به قطر 200 سال نوری قطعا نمی‌توانست آن تغییر پذیری را که ادعا می‌شد کهکشانهای مادون قرمز دارا می‌باشند از خود نشان دهد. با تحقیقاتی که انجام شد تردیدی جدی نسبت به این این تغییر پذیری فرضی زمانی برانگیخت و اکنون عموما گمان می‌رود که غبار واقعا محکمترین مولد تابش مادون قرمزی است که از کهکشانها به ما می‌رسد.

احتمال دارد که در اینجا نیز تابش سنکروترون دخالت داشته باشد، ولی بطور مستقیم و غبار در هسته‌های مرکزی کهکشانها هم نورمرئی و هم فرکانسهای بالاتر را که ممکن است توسط فرآیند سنکروترون در خود مرکز کهکشانها تولید شود، جذب کنند. غبار ، فقط فرکاسنهای بالاتر را به تابش مادون قرمز تنزل داده و آنرا گسیل می‌دارد و ستاره شناسان مادون قرمز همین تابش را مشاده می‌کنند.

کاربردهای ستاره شناسی مادون قرمز

ستاره شناسی مادون قرمز ، هم در اجسام کوچک (سیارکها) و هم در اجسام بزرگ (کهکشانها) کاربرد دارد. از بسیار بزرگها به بسیار کوچکها ، از کهکشانها به سیارکها. سیارکها اجسام کوچکی هستند که مانند سیارات به دور خورشید حرکت می‌کنند و به این دلیل اغلب با نام سیاره‌های خرد از آنها یاد می‌شود. بیشتر آنها در منطقه‌ای بین مریخ و مشتری قرار دارند و اندازه‌های آنها بین چند متر تا صد کیلومتر متغیر است. مسأله مورد بحث تعیین قطر سیارکهای بزرگ بود، انجام این کار با روشهای نوری بسیار دشوار بود، زیرا حتی سیارکهای بزرگ نیز در تلسکوپ نور بصورت یک قرص کوچک دیده می‌شوند و ... .

با استفاده از داده‌های مربوط به ستاره شناسی مرئی و مادون قرمز و نتایج حاصل از آنها می‌توانند رابطه بین قطر سیارکها و همچنین کسری از نور تابی به آنها از خورشید (ضریب بازتاب) را پیدا و هر مؤلفه را بصورت مجزا بدست آورند. قطرهای مادون قرمز جدیدی که بدست می‌آیند اثر جالبی بر چگالهایی که برای سیارکها محاسبه می‌شوند، و واقعیتها روشنتر می‌شوند.