Вопрос о Space SE, который задает тепловая нагрузка детектора JWST
... какова тепловая нагрузка от собранного излучения главных зеркал на детектор и как она меняется в зависимости от того, какие объекты или поля отображаются?
и это можно решить, рассмотрев самый яркий точечный источник и самую яркую расширенную область, интегрированную в поле зрения данного детектора. Ответить на этот вопрос без тщательной проверки было бы непросто.
С этой целью и, возможно, чтобы помочь ответить авторам, я хотел бы получить представление о следующем:
Вопрос: Как выглядит небесная сфера в тепловом ИК?
Могут быть обзоры, скажем, на 10, 20 или 30 микрон с помощью предыдущих космических ИК-телескопов или даже на определенных длинах волн с земли. Я предполагаю, что кроме Солнца и Луны не так много ярких звезд и планет, кроме Венеры и, может быть, Меркурия, и что пыль в галактической плоскости будет преобладать, но я, конечно, могу быть далеко!
Я не хочу задавать этот вопрос настолько узко, чтобы нельзя было опубликовать хороший ответ, поэтому я оставлю этот конкретный вопрос немного широким, чтобы дать полезные и информативные ответы.
обновление: К вопросу о длине волны; Я довольно гибкий здесь. Если бы я указал 1–30 мкм, а потом оказалось, что есть прекрасный обзор на 31–42 мкм, но он никогда не упоминается, это было бы печально.
Позвольте мне посмотреть, могу ли я привести несколько примеров общего фона (не включая источники малого углового размера, такие как планеты и отдельные звезды). Это проекции всего неба в галактических координатах, поэтому диск Млечного Пути определяет «экватор».
Для более коротких длин волн я использую наблюдения прибора Diffuse Infrared Background Experiment (DIRBE) спутника COBE . [ Источник ] Первые изображения относятся к самым коротким длинам волн (короче «теплового ИК»): 1,25, 2,2 и 3,5 мкм. В них преобладает излучение звезд Млечного Пути, хотя вы можете видеть зодиакальный свет, сконцентрированный вблизи плоскости эклиптики — это S-образная кривая диффузного излучения. Для 1,25 и 2,2 микрона это солнечный свет, рассеянный пылинками внутри Солнечной системы; при 3,5 микронах такой же вклад вносит реальное тепловое излучение пылинок.
На втором рисунке показаны более длинноволновые карты из DIRBE: 4,9, 12, 25 и 60 микрон. Здесь вы можете увидеть растущее преобладание излучения тепловой зодиакальной пыли, которое наиболее сильно проявляется в диапазонах волн 12 и 25 микрон. При длине волны 4,9 микрон галактическое излучение по-прежнему в основном исходит от звезд, хотя в него вносит свой вклад и горячая межзвездная пыль. На более длинных волнах галактическое излучение является тепловым излучением межзвездной пыли; и фактически оно доминирует над зодиакальным излучением в 60-микронном диапазоне волн. (Это связано с тем, что галактическая пыль обычно холоднее зодиакальной пыли.)
Для еще более длинных волн я обращусь к картам со спутника AKARI : 65, 90, 140 и 160 микрон (до приблизительных пределов того, что традиционно считается «дальним ИК»). [ Источник ] Вы можете видеть, что тепловое излучение зодиакальной пыли все еще присутствует на 65 и 90 микронах, хотя оно в основном исчезло с более длинных волн. Излучение галактической пыли является доминирующим источником во всех диапазонах волн AKARI.
Карстен Кречмер
астроснаппер
Грег Миллер
Питер Эрвин
ооо
Питер Эрвин
ооо
ооо