Являются ли некоторые источники электромагнитного излучения теоретически (или, возможно, технически!) более сложными для обнаружения, чем другие?

Давайте вместе пройдемся по расчету мощности нашего сигнала при обнаружении электромагнитного излучения от объекта в космосе. Это означает, что нужно начинать с излучателя и выполнять соответствующие шаги, пока свет/излучение не достигнет нашего детектора:

1. Эмиссия. Только если источник излучает (заметно) на определенных длинах волн и по направлению к вам, у вас даже есть шанс его обнаружить. Высокоэнергетическое излучение может быть остронаправленным, например, в квазарах. Это может быть благословением: если вам случится оказаться внутри луча, вы получите больше энергии, чем если бы такое же излучение распространялось во всех направлениях. Если бы вы использовали язык радиоинженеров, например, источник имеет высокий коэффициент усиления антенны (коэффициент усиления по сравнению с равномерным излучением во всех направлениях).

2. Поглощение и рассеяние. Пространство между вами и источником может содержать вещества, в том числе (нейтральные) газовые облака, плазму (заряженные газы, которые в целом нейтральны) и пыль. Здесь слишком много эффектов детализации, чтобы я мог с уверенностью дать исчерпывающий обзор. Но вы, конечно же, уже знаете о некоторых доказательствах: в видимом диапазоне длин волн типичная тенденция заключается в том, что короткие волны больше рассеиваются газами и особенно мелкими частицами пыли размером с меньше длины волны, поэтому восходящее или заходящее солнце выглядит более красным и ближний инфракрасный свет позволяет нам заглянуть немного ближе к плотной центральной области галактики, чем видимый свет. В среднем и дальнем ИК-диапазоне есть проблемы с газом (и другими молекулами), потому что они имеют много вращательных и колебательных спектральных линий, сильно поглощают и рассеивают. Радиоволны могут не проникать сквозь облака плазмы в зависимости от длины волны, плотности заряда и состава. На другой, энергетической стороне спектра у вас сначала есть рентгеновские лучи. В определенном диапазоне энергий они могут лучше проникать в материю, как вы знаете из медицинских рентгеновских лучей. Наконец, даже глядя в направлении относительно пустого космоса, вы не можете надеяться избежать всех этих эффектов: атмосфера, которая включает в себя плазменное облако, известное как ионосфера, всегда будет мешать (если только вы не отправите свою обсерваторию в космос, что делается для некоторых областей спектра). Астрономы называют различные области спектра, в которых атмосфера достаточно прозрачна для электромагнитного излучения, «окнами». стороны спектра у вас сначала есть рентгеновские лучи. В определенном диапазоне энергий они могут лучше проникать в материю, как вы знаете из медицинских рентгеновских лучей. Наконец, даже глядя в направлении относительно пустого космоса, вы не можете надеяться избежать всех этих эффектов: атмосфера, которая включает в себя плазменное облако, известное как ионосфера, всегда будет мешать (если только вы не отправите свою обсерваторию в космос, что делается для некоторых областей спектра). Астрономы называют различные области спектра, в которых атмосфера достаточно прозрачна для электромагнитного излучения, «окнами». стороны спектра у вас сначала есть рентгеновские лучи. В определенном диапазоне энергий они могут лучше проникать в материю, как вы знаете из медицинских рентгеновских лучей. Наконец, даже глядя в направлении относительно пустого космоса, вы не можете надеяться избежать всех этих эффектов: атмосфера, которая включает в себя плазменное облако, известное как ионосфера, всегда будет мешать (если только вы не отправите свою обсерваторию в космос, что делается для некоторых областей спектра). Астрономы называют различные области спектра, в которых атмосфера достаточно прозрачна для электромагнитного излучения, «окнами». который включает в себя плазменное облако, известное как ионосфера, всегда будет мешать (если только вы не отправите свою обсерваторию в космос, что делается для некоторых областей спектра). Астрономы называют различные области спектра, в которых атмосфера достаточно прозрачна для электромагнитного излучения, «окнами». который включает в себя плазменное облако, известное как ионосфера, всегда будет мешать (если только вы не отправите свою обсерваторию в космос, что делается для некоторых областей спектра). Астрономы называют различные области спектра, в которых атмосфера достаточно прозрачна для электромагнитного излучения, «окнами».

3. Расстояние. Испускаемое излучение, каким бы сфокусированным оно ни было (или не может) быть, по мере распространения рассеивается в большее поперечное сечение, уменьшаясь по интенсивности (мощности на площадь) по мере того, как оно распространяется.$1/d^2$с расстоянием$d$потому что$d^2$это то, как площади (например, поперечное сечение) растут геометрически. Если пространство пусто (а мы рассмотрели все остальные эффекты выше), это одинаково для всех длин волн. Тем не менее это означает, что незначительные различия имеют меньшее значение, чем может показаться: эффективность обнаружения, уменьшенная в 1000 раз, приводит только к ок. Сокращение расстояний в 30 раз при прочих равных условиях (но это соответствует приблизительно 30000-кратному уменьшению видимого объема).

4. Детектор. Ваш детектор улавливает только часть (<= 1,0) падающего на него электромагнитного излучения. У нас есть несколько превосходных детекторов для некоторых длин волн, например, однофотонные детекторы с эффективностью обнаружения > 70% для видимого света, и есть почти идеальные зеркала, которые могут фокусировать свет только с определенного направления на детектор (и адаптивная оптическая технология для этого). это лучше, чем атмосферное рассеяние, которое можно было бы сделать, удалив большую часть этого!). Для других областей спектра у нас почти нет заслуживающих упоминания детекторов. Например, для терагерцовой области спектра (известной также как миллиметровые волны), которая находится между видимым светом и радиоволнами, практически нет ничего, кроме болометрического обнаружения, измеряющего изменение температуры, вызванное этим излучением. Это очень неэффективно, потому что необходимо собрать достаточное количество фотонов, чтобы вызвать измеримое изменение температуры, что сложно даже для криогенно-охлаждаемых микроинженерных детекторов. Кроме того, хорошая фокусировка может стать проблемой. Для радиоволн из-за длинных волн единственный шанс получить хорошую фокусировку — это построить большие тарельчатые отражатели, а технические (или, возможно, финансовые ограничения) обычно становятся непомерно высокими при диаметре в несколько сотен метров. Для гамма-лучей «оптика» становится особенно сложной и не может дать ничего близкого к экстремальным характеристикам, на которые можно было бы надеяться, исходя из коротких длин волн. Фактически, гамма-лучи, возникающие при молнии (погодное явление в нижних слоях атмосферы Земли), обнаруживаются космическими рентгеновскими/гамма-«телескопами».

5. Шум. Другие источники электромагнитного излучения, которые вы ищете, могут сделать невозможным наблюдение слабого сигнала. Это особенно проблематично для радио- и миллиметровых волн, потому что даже простое тепло окружающей среды вызовет колебания в электронике вашего приемника, которые выглядят как сигнал, но являются только термодинамическим шумом. Неслучайно космическое микроволновое фоновое излучение было обнаружено (случайно) только тогда, когда радиоприемники были охлаждены до действительно криоскопических температур! В дополнение к этому термодинамическому шуму вы также получаете технический шум. Наиболее очевидным источником, кроме технических ограничений вашего детектора, являются улавливаемые вами земные сигналы. Свечение или световое загрязнение города является ярким примером и аналогичным образом существует в других областях спектра.

Подводя итог: это сложно!

Высокоэнергетическое излучение имеет тенденцию случайным образом отклоняться, а не замедляться средой, что делает линзы невозможными. Он также будет отскакивать от отдельных атомов зеркала, если только не ударится под очень крутым углом, поэтому зеркала сложны. Дифракционные решетки не будут работать, потому что вы не можете сделать щели меньше атомного масштаба. В худшем случае даже камера-обскура не сработает, поскольку достаточное количество излучения, которое не попадает в отверстие, проникает и размывает изображение.

Если вы просто хотите обнаружить, это не проблема, но если вы хотите увидеть направление, это будет сложнее.

Хотя я не спец, может что-то упустил. Есть ли другой метод, который хорошо работает?

Частичный ответ может показать вам, что атмосфера Земли на самом деле является большим препятствием для широкого диапазона излучений, начиная от ультрафиолетового света и заканчивая более короткими волнами. Рентгеновская астрономия практически невозможна на Земле, поэтому такие телескопы всегда находятся в космосе. Однако длинноволновые радиосигналы можно улавливать и через атмосферу, воздух для таких частот «прозрачен».

Поглощение электромагнитного излучения в среде всегда играет роль, особенно в плотных веществах, таких как твердые изоляторы, органические ткани или газы. Однако, поскольку плотность таких материалов в космическом пространстве крайне мала, свет практически не поглощается на пути к наблюдателю. Эффект в принципе есть, но в реальной материи он на порядки больше. Например, гамма-астрономия, безусловно, возможна, в последние годы с использованием этой технологии были обнаружены пульсары и черные дыры, например:

Насколько мне известно, куда более серьезной проблемой является угловое разрешение; два звездных «диска» нельзя разрешить сколь угодно близко. Вместо этого существует классически минимальное расстояние, на которое они могут быть отделены друг от друга, прежде чем сольются в один диск. Кроме того, интенсивность очень далеких звезд может уменьшиться настолько, что становится трудно обнаружить те несколько фотонов, которые достигают детектора, наряду с другими техническими трудностями, такими как стабилизация или учет изменений плотности воздуха (для наземной астрономии). Глубокое поле Хаббла, например , было записано с видимым и ультрафиолетовым светом, который прошел через всю наблюдаемую Вселенную (~ 12 миллиардов световых лет).