遥感教程第A-3页

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可见光范围之外的星系和恒星的图像。



另一个有价值的互联网站点,几乎链接到所有的星载望远镜和其他用于整个光谱天文观测的仪器,它是由 Danish Astronomers .


大多数“恒星观测者”在观看宇宙中的发光体——恒星和星系——时感觉更舒服,因为它们出现在光学图像中。但是,在描绘能量分布和与光谱其他部分相关的辐射强度的图像中,通常有更多关于天体的“启发性”信息。银河系外不同波长的天体检查的有用性在上图所示的蟹状星云的多光谱图像中得到了证实。 page I-3 引言。

美国航天局戈达德太空飞行中心的天文学家们已经将用仪器(地面和太空望远镜等)在光谱的各个区域拍摄的图像进行了组合,这些仪器可以观察银河系,如蒙太奇中所描述的(这不是从外部拍摄的M.W.图像,而是从外部拍摄的M.W.图像)。朝着它的中心,朝着它的远边;因此,M.W.的那部分就在我们后面 [远离中心] 不包括在内。下面,每个图像通过其成像波长或光谱的波长间隔以及与从该区域收集的数据相关的主要信息的简要描述来识别。从顶部开始:

(1)银河系:由氢原子辐射成像显示其外观。|

(1) 原子氢(1420兆赫) :从星际气体和尘埃云中激发的中性氢中提取辐射。

(2)无线电连续体-较长波长|

(2) 无线电连续体(480兆赫) :由快速移动的电子产生的信号;很好地发现现在已减弱的超新星的位置。

(3)分子氢|

(3) Molecular Hydrogen (115 GHz): Shows distribution of molecular hydrogen associated with carbon monoxide in cold interstellar matter.

(4)无线电连续体-较短|

(4) Radio Continuum (2.4-2.7 GHz) :由高能电子和相关的热电离气体引起。

(5)远红外。|

(5) Far-Infrared (12-100 µm) :辐射来自恒星辐射加热的尘埃;强调活跃的恒星形成区域。

(6)中红外。|

(6) Mid-Infrared (6.8-10.8 µm) :由于星际云和较冷的红色恒星中复杂分子的激发。

(7)近红外。|

(7) Near-Infrared (1.25-3.5 µm) :显示温度,主要是巨大的、相对较冷的恒星,并显示出星系核心;尘埃在这个光谱区域是“透明的”,并不掩盖许多发光特征。

(8)光谱的可见区。|

(8) Visible Light (0.4-0.5 µm) :主要显示附近的恒星和薄的电离气体;暗区冷。

(9)X射线区域。|

(9) X-Rays (0.25-1.5 kiloelectron-volts) :显示由超新星的冲击波加热的气体。

(10)伽马射线区。|

(10) Gamma-Rays (300 megaelectron-volts) :精确定位来自脉冲星或宇宙射线现象的高能源。

关于这些图片的更多信息,请访问 Multiwavelength Astronomy 站点。

通过查看半人马座A星在每个面板上指示的波长区域的五个视图的蒙太奇,可以进一步强化在不同波长上成像宇宙学实体的想法。

在查看下面的图像以及前面和后面的页面时要记住的一点:在电磁频谱的任何特定区域中获取的图像不一定看起来相同-有些图像可能与其他图像明显不同,因为图像的处理方式并显示(例如,可以使用不同的过滤器,或以指定不同颜色的颜色编码级别呈现强度的图像值)。

现在,在光谱的特定区域观察到一些额外的例子:首先,让我们看看X射线区域的高能辐射。下面的第一张图片显示了旋涡星系M83(彩色再现)的光学图像。与此相反的是以x射线强度表示的变化轮廓(以kev为单位) [kilo-electron volts] )据美国和德国于1990年6月1日发射的联合Rosat(伦琴卫星)测量,该卫星用于监测整个天空。请注意,星系中心周围的近距离轮廓,但其他几个X射线“热点”也很明显。

几种机制解释了X射线的产生。最普遍的是恒星之间的星系内气体或星系间气体的电离态激发,这些气体在分离恒星体的稀薄空隙中以如此高的速度运动,它们代表的温度超过1000000°K,能够产生强x-Ra。Y响应。

第二张Rosat图片描绘了分布在整个昏迷超级星团上的X射线变化,该星团由1000多个明亮的星系组成,位于大约300000光年之外。X光强度从红色强到绿色弱到蓝色和紫色弱。发射这种辐射的星际气体约占超星系团总质量的10%,而根据光学测量结果,在单个星系中发现的恒星中则多出2%;剩余的质量目前还未被计算在内。朗姆酒与它们的来源有关,因此大部分物质被认为与暗物质有关(见 page 20-9 )因此,用比可见光短和长的波长辐射来检查星系和星系间区域有助于量化宇宙整体质量的分布。

1991年4月5日,美国国家航空航天局发射了康普顿伽马射线天文台(CGRO),作为对高铁的补充,它将覆盖范围扩展到电磁频谱的短波、高能端。它携带了四种仪器,可以测量能量范围从30兆电子伏到30兆电子伏的辐射。这个巨大的(中心部分几乎有校车那么大)传感器平台是迄今为止轨道上最有效的天文台之一。这幅艺术家的绘画中显示了:

CGRO传感器的单个覆盖范围如图所示:

缩写词代表batse=脉冲和瞬变源实验;comptel=成像康普顿望远镜;egrit=高能伽马射线实验望远镜;osse=定向闪烁光谱望远镜。(当作者是华盛顿大学的校长、著名物理学家、诺贝尔奖获得者、著名物理学家阿瑟·霍利·康普顿博士时,cgro被命名为“荣誉博士”。 [NMS] 是那里的研究生)。

cgro被设计用来测量与恒星和星系有关的辐射,这些辐射来自高能,通常是核过程。它特别关注超新星、类星体和脉冲星的发射、黑洞的积聚和其他强大的恒星过程(下一段)。cgro发现了一类新的高能物体,叫做 blazar天体 在30兆电子伏-30兆电子伏范围内释放能量。

CGRO的一个主要天文目标是寻找伽马射线爆发(GRB),这是一种短暂且多变的巨大能量释放,广泛分布在天球中,主要发生在星系中。这是由cgro测量的这些爆发的地图;银河爆发的局部效应已经被消除。这些GRB将在页面底部进行更详细的讨论。 page 20-6 .

康普顿伽马射线天文台是由天体物理学家指导,由美国宇航局戈达德操作的一项重大成就。您可以在 CGRO site . 2000年6月4日,CGRO被小心地减速以进入太平洋上空的大气层,因为它的轨道衰变(调整燃料耗尽)意味着它可能很快就会落到地球上,可能会威胁到人口稠密的地区。

船帆星系中的一颗恒星就是一个典型的例子。如罗莎所见,它看起来是这样的:

当X射线强度的变化通过颜色编码确定和显示时,结果如下:

CSRO提供了这张图像,其中能量级为彩色阴影:

能量谱可以量化,如图所示:

获得了脉冲星Geminga基于频率(可转换为能量)的图:

1999年9月,在多个国家的科学家的指导下,美国宇航局发射了钱德拉X射线望远镜(CXO)。钱德拉以已故的印度天文学家钱德拉塞卡命名,由马歇尔航天中心管理。完全展开时,其长度为13.6米(45英尺)。它有4个传感器:一个电荷耦合成像光谱仪、一个高分辨率照相机和高低能栅格。它的空间分辨率是以前最好的X射线观测站的8倍,并且可以探测到比X射线源弱20倍的物体。它的天文目标包括类星体、超新星和其他高能发射物体。下面是一个与图肯星座的超新星残骸有关的X射线环的图像示例:

钱德拉拍摄了银河系中最近恒星形成的区域(有时是爆发)。这一点确实令人震惊。

银河系的中心有一个强大的X射线源,可能与物质进入黑洞有关,如图所示:

在光谱的X射线区域成像,通常会拾取在可见区域或其他区域成像的物体的完全不同的图像(参见 page I-3 )这就是这位艺术家对银河系中可见光和X射线重现埃塔·卡瑞娜(eta carinae)的重新创作的例证。钱德拉视图显示了高能粒子的外环,在HST图像中没有任何明显的对应物。

当使用窄带滤光片对船底星云成像时,它看起来是这样的。用于构建彩色合成物的蓝色图像是由星云气体中的氧激发产生的;绿色代表这一再现中的氢;红色与硫离子有关。

我们用这三个视图来强调这些点:可见光(顶部);X射线(中间);电磁波谱的无线电波(底部),为附近大麦哲伦云(一个星云卫星星系)中的一颗爆炸恒星。



由于钱德拉测量目标在一定波长范围内的X射线辐射,因此可以检测并绘制出特定波长下发出X射线光谱的单个元素。这是为超新星仙后座A所做的。这颗爆炸恒星的HST光学图像如下所示:

这是一组由钱德拉拍摄的卡西奥皮亚A的四幅照片(另见page 20-6 )左上角是仙后座A的宽带辐射的颜色密度图。右上角集中在硅发射线上;左下角集中在钙上;右下角集中在铁上。因此,钱德拉是一个很好的工具,用来确定恒星核燃烧产生的各种元素在被排出物质中的分布。

钱德拉拍摄了一个引人注目的例子,一个弓形激波是在一个叫做IE0657-6的小星系中的恒星群中形成的。这个星系团中的气体非常热,大约1亿摄氏度。弓形激波(下一张图片中的右侧)是由与气体约为70×10的星团的次星团碰撞产生的。6 摄氏度。随着时间的推移,许多气体将从目前的配置中被吹出。

钱德拉也探索了我们的银河系。下一张图片显示了银河系中心核心区域的一部分(约400光年宽),在这个区域中,在X射线辐射中看到的许多非常明亮的物体,相当于高能辐射,星际气体被吸入白矮星、中子星和可能的黑洞中。不断“点燃”。

钱德拉的先进CCD光谱仪拍摄了这一中心区域的一部分壮观图像:

1999年12月,欧洲航天局发射了一个更强大的X射线望远镜,称为XMM牛顿(XMM代表X射线多反射镜)。下面是两张彩色图像,第一张显示了希克森星群中几个恒星的X射线强度变化,第二张显示了附近大麦哲伦云中超新星爆炸的细节:

XMM牛顿已经证明,大型X射线能量爆发也与标志着年轻恒星发展的星暴有关。这是一张NGC253的图片,距地球约800万光年;左边的插图更近地观察了它的中心。

X-ray image and intensity contours in the starburst cluster within NGC253, as seen by XMM-Newton.

卫星在20世纪60年代末开始用OAO系列(OAO-3被命名为哥白尼)探测天空中的紫外线区域。随后的国际紫外线探索者(IUE)计划始于1978年。哥白尼绘制了明亮的紫外恒星图,如:

光谱的紫外(UV)区域,从70-2000(0.007-0.2微米)(远)到2000-4000埃(0.2-0.4微米)(近),提供了包括太阳在内的恒星体的有趣图像。它还包含许多有助于确定元素组成的诊断谱线。下一张图片显示了地球由euve拍摄的图像(极端紫外线探索者,1992年发射,2001年2月之前运行;从70到760埃的图像)。它显示了在远超出固体地球的极光场中的激发氦(黄色)和氢(橙色)。

从太空向外看,尤夫提供了船帆超新星的图像:

1978年由欧空局和美国航天局联合发射的国际紫外探测器(IUE)是最早的紫外望远镜之一,它一直运行到1996年。这是星系源NGC1680的紫外图像:

Color-coded image of NGC1680 acquired by the IUE.

紫外线成像望远镜(UIT)是1990年代中期在航天飞机STS-35和STS-67上作为Astro-1和Astro-2实验室包的一部分飞行的。该望远镜覆盖了1200到3200埃之间的紫外线范围。它尤其擅长识别发出强烈紫外线辐射的炽热年轻恒星。在星系M94的这个UIT视图中,可见光和紫外线图像之间的外观差异非常明显:

下一张图片显示了三个位于紫外线(顶部)和可见光(底部)中的星系;注意分子氢激发产生的螺旋臂的结构。

在这幅UIT图像中,可见光下的半人马座欧米茄球状星团主要由红色到橙色的恒星组成,这是典型的老恒星体。但是,右边的紫外线显示还有许多年轻、更热的恒星。

Fuse(远紫外光谱探索者)于1999年6月24日发射,以910-1180埃的间隔收集光谱。在这一时间间隔内,恒星大气或星系中分子和元素物种的激发提供了有关恒星过程的宝贵信息。这是一个典型的光谱图,是通过观察星系而获得的。

UV spectral curve for NGC 4151, plotted from data received by FUSE.

通过Fuse望远镜的观测可以转换成图像,例如:

Fuse的主要目标是通过监测星际介质中氢、氘和氦的分布来追踪早期宇宙的历史。初步结果表明,氦在大爆炸的第一分钟形成,然后在膨胀过程中散开,这将证明它是膨胀宇宙中初始爆炸后不均匀性的一个敏感指标(它也被熔丝很好地监测)。

因此,紫外光谱被证明是研究所谓的空域(实际上包含热的星际气体)条件的最佳电磁光谱段。Chips(宇宙热星际等离子体分光计)是一颗将于2002年12月发射的天文卫星。它将测量漫射的极端紫外线,这将更好地定义与星际介质相关的性质和物理过程。

紫外线携带到可见光谱范围。在可见光之外是红外线,从大约1到1000微米。大部分时间间隔与第9节中研究的热红外一致。热星是红外波段的强辐射源,可以从图像和光谱两方面进行研究。其他符合红外观测的天文特征包括吸积盘和星际云的性质,H II型恒星的结构(那些处于早期发展阶段的恒星,在氢气云的内部含有大量离子化氢,即它们的核燃料来源),以及银河系的动力学。

在可见光中遮蔽恒星的小型暗星际尘埃被称为博克球状体(由荷兰一位同名天文学家发现)。它们代表接近原恒星阶段的星云气体和尘埃(见第20-5页);这种分子氢云非常冷(-263°C),通常因为它们的体积小(大约是一个parsec),所以只能产生一到几颗恒星。这些球状体(其中一些可能是近球形的)在延伸到近红外波段的图像中最为突出,如通过英澳望远镜(AAT)拍摄的这张照片所示:

这两张照片(由欧空局的新技术望远镜拍摄)显示了巴纳德68号博克球状体的细节。左侧图像由可见光中的三个波段组成;右侧图像由1.25μm=蓝色、1.65μm=绿色和2.16μm=红色的波段组成,这使云现在透明,从而使其后面的星星可见。

一个仍被尘埃覆盖的星系(NGC2024)在这个版本中看起来很像HST上的nicmos相机拍摄的可见图像。颜色复合物包括蓝色=J波段(1.6微米);红色=K波段(2.2微米);绿色=J和K组合。

最早的红外专用卫星之一是1983年1月发射的红外天文卫星。它的传感器被调到12、25、60和100微米的红外波长。在它的有生之年,IRAS在空中发现了超过35万个以前未被发现的红外物体。这个由银河系中的气体和尘埃颗粒组成的星际“卷云”云的颜色组合,占据了以北天极为中心的广阔视野,它由蓝色=12;绿色=60;红色=100微米构成。

Interstellar gas-dust in the Milky Way, as imaged by IRAS

从更大的尺度上看,这幅IRAS图像显示的是现在熟悉的邻居仙女座星系,其色码表明热辐射在12微米处的变化。

IRAS获得了银河系的红外图像。在下一幅图像中,显示了银河平面的中心部分。大部分的黄色和橙色是来自尘埃的热辐射,这些尘埃遮蔽了单个恒星。

IRAS image of the central Milky Way (the nucleus is the large yellow-white oval left of center).

其他的红外天文台也被放置在太空中。1995年11月至1998年5月,欧洲航天局一直在运行红外线空间天文台ISO。这些仪器包括红外照相机、分光计和旋光计。光谱范围为2.5到240微米。这是漩涡星系的彩色图像。

从NGC6543接收到的短红外波长辐射图显示了与氩、氖、氢和硫相关的峰,这些峰出现在与此相关的尘埃和气体星云中,即天线星系。

GL2591恒星被一团稠密的云包围着。用IS0光谱仪采样的短波红外光谱,揭示了封闭材料内尘粒中的水冰、二氧化碳冰和硅酸盐颗粒。

|SWIR Spectra from the dust sheath around Star GL2591. |

红外观测也产生了关于宇宙外层非常遥远星系的新信息。这张红外图像显示,在右上角,一个光彩夺目的大星系位于遥远的早期宇宙中。据信,辐射强度与黑洞周围释放的能量(可能是类星体)有关。

天文物体,特别是星系和超新星,发射出的辐射范围横跨整个光谱。星系通常是微波辐射的强发射器,特别是在无线电区域。无线电波是由中性氢激发产生的。干草堆小组已经在 MIT .

射电天文学的专门领域利用大型“碟形”天线捕捉长波辐射。波多黎各著名的阿雷西博(Arecibo)遗址是第一批无线电波监测仪之一,抛物面接收器嵌在丛林中的石灰岩水槽中。这个碟形天线宽305米(刚好超过1000英尺),固定在方向上,必须利用地球的自转来检查部分天文天体。

世界上最大的可移动望远镜是位于德国埃弗斯堡的100米无线电天线设施。它既能旋转又能上下摆动。

The Effelsberg radio telescope.

通过将单个射电望远镜电子连接在一起,开发出一个合成孔径,可以提高发射无线电波的1000000000个天体目标的分辨率。国家射电天文台集团的一个主要设施是27个射电望远镜的Y形阵列,每个直径25米(81英尺),位于新墨西哥州索科罗以西70英里的平面上。这将产生36公里(22英里)的有效分辨率。这种超大型阵列(VLA)模式使用干涉测量原理将来自每个望远镜的信号作为一个单元进行处理。

The VLA radio telescope site near Socorro, NM.

更多关于无线电干涉测量的背景信息可以在这些网站上找到。 AustralianCanadian 网站。实质上,相同的信号几乎同时在不同的接收器上接收;当这些信号加在一起时,它们可能不同步,并且可能在特定波长上取消或重新强制;计算机处理允许产生新的干扰信号。

相隔数百甚至数千公里的射电望远镜可以通过电子线路或无线电信号相互连接在一起,形成一个称为VLBI(甚长基线干涉测量)的阵列。整合望远镜信号的效果是显著提高分辨率,从而可以分辨出无线电目标中较小的特征。

射电天文学的一个主要任务是在21厘米处观测天空,以获取银河系中中性氢的分布以及银河系周围的光环。结果如下:

关于银河系中心区域的更多细节出现在这张90厘米的射电望远镜图像中。

整个星系的成像波长为21厘米小时。这里是M81:

The M81 galaxy imaged at 21 cm, with major variations color coded.

在射电天文学的早期,在深空中发现了许多射电源,但当用光学望远镜检查同一区域时,最初往往没有发现明显的星系或其他恒星体。后来在非射电波长的观测中发现了天文特征,通常是一个星系(许多星系是非常强的无线电波发射器)。其中一个最好的例子是天鹅座A,它来自大约7亿光年之外的星系中心,它是强大的能量发射器,在那里可见图像无法检测到任何明显的能量源。天鹅座A是我们宇宙中最强的无线电波发射器。考虑这些图像:

在上图中,左上角显示的是可见光图像(亮蓝色的星群),但没有明显的星系形状;然而,红色的是表示与天鹅座A有关的无线电波信号的两个遥远的裂片。左下角的图像是另一个无线电波符号的再现。在6 cm处接收到ALS。右下角由HST制造,显示出一些来自天鹅座A中心区域的强辐射。

当这个区域通过地面X射线望远镜进行检查时,它再次显示在下面是一个物质的扩展区域,在短波长下释放出大量的能量。右下角的插图是另一幅无线电波图像(请注意,X射线图像中每个波瓣都有一个对应的区域)。

这是一个在红外线中可见的星系,在它上面叠加了与两翼放射源有关的强度轮廓,这些放射源曾经似乎与这个独特的星系是孤立的。

下一张图片显示了星暴星系的L波段图像;这是在英格兰曼彻斯特附近的乔德雷尔银行射电望远镜天文台拍摄的,该天文台是该领域的主要设施之一。这些信号是从Merlin(多元素无线电连接干涉仪网络)获得的。

梅林VLBI系统获取的较长波长无线电图像显示了双星对SS433。轮廓线显示了恒星对所占中心区域以外的无线电波活动范围。

红巨星槟榔(见下页)在7毫米的微波区域(主无线电间隔之外)被拍摄到。在这种情况下,我们可以测量恒星周围膨胀气体包层(光球层)的温度分布(右)。

超新星(见 page 20-6 )是无线电波的强大来源。它们扩展得如此之快,以至于相隔数月的延时图像可以监测它们的传播和无线电波场形状的变化。这是m81星系中超新星sn1993j的序列。左边的图像在3.6厘米处拍摄,右边的图像在6.0厘米处拍摄。

读者在回顾射电天文学时可能会想到:为什么不把射电望远镜放在太空中?但是,天线不会比卫星上的天线大很多吗?如果采用上述VLBI概念,答案是“否”。日本空间计划于1997年2月开发并发射了HALCA(高度先进的通信和天文学实验室),作为其VSOP(VLBI空间天文台项目)计划的主销。无线电卫星有一个25米的天线,看起来像这样:

哈尔卡的轨道是椭圆形的,近地点(最近的接近点)在1000公里,远地点(最远的)在20000公里。当与地面上的一个或多个射电望远镜进行电子耦合时,联合系统的有效直径大于地球本身的有效直径(12755公里)。当在干涉仪模式下使用时,这将创建一个非常高分辨率的无线电波探测器(在某些应用中,比HST高1000倍)。虽然Halca在1999年遇到了一些麻烦,但它确实发回了大量的数据,并证明了使用多个集成无线电接收器来实现卓越分辨率的概念。这是类星体的三幅图像(见 page 20-6 )在距离地球相当远的地方,说明了HALCA数据的显示方式之一:

将其他射电望远镜送入太空的计划现在正在进行中。在喷气推进实验室研究了利用多颗射电望远镜卫星编队飞行以提高分辨率的原理。 Starlight 程序站点。

既然我们在这一页上介绍了干涉测量的专门技术,现在可以回到可见光谱中的成像中去提一下chara(高分辨率天文学中心;由乔治亚州立大学天文学家操作)项目,该项目现在开始运作。在著名的威尔逊山天文台(位于洛杉矶北部山区),如图所示:

大中央天文台穹顶上有著名的100英寸Hookes望远镜,埃德温哈勃用来追踪银河系外的星系并测量红移,为大爆炸模型奠定基础。在上面的图片中是与主望远镜相连的6个辅助光学望远镜中的几个。成对工作,随后在更大的组合中,来自阵列的单独组件的光必须组合并同步,以产生干涉图像,在该图像中,波重新产生,而不是取消。这个多重系统产生了一个基线(最佳1080英尺),极大地提高了中央望远镜的角度分辨率,因此提供的图像的清晰度有望超过哈勃空间望远镜。为了使来自两个或多个望远镜的信号一致(光线在稍有不同的时间到达任意两对望远镜),一束光束通过一个光学管发送,该光学管包含安装在轨道上的可移动镜子(“延迟线”)。镜子被移动,直到光到第二个望远镜(相对于第一个望远镜)的额外距离得到足够的补偿(均衡),使两个信号进入相位。这种微妙的调整是通过控制路径调整的计算机程序进行的。

通过对收集光谱不同部分数据的空间天文台的研究,我们现在通过观察单个恒星的起源和演化,回到了宇宙学的各个方面的论述。

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主要作者:Nicholas M.Short,高级电子邮件: nmshort@nationi.net