Wie sieht die Himmelskugel im thermischen IR aus?

Die Space SE-Frage, die die Wärmelast des JWST-Detektors stellt

...wie hoch ist die Wärmebelastung durch die gesammelte Strahlung der Hauptspiegel auf dem Detektor, und wie verändert sich diese je nachdem, welche Objekte oder Felder abgebildet werden?

und dies könnte angegangen werden, indem die hellste Punktquelle und der hellste erweiterte Bereich betrachtet werden, die über das Sichtfeld eines gegebenen Detektors integriert sind. Es wäre keine triviale Frage zu beantworten, ohne viel zu prüfen.

Zu diesem Zweck und möglicherweise um den Autoren dort zu helfen, würde ich gerne eine Vorstellung von Folgendem bekommen:

Frage: Wie sieht die Himmelskugel im thermischen IR aus?

Es kann Vermessungen bei beispielsweise 10 oder 20 oder 30 Mikrometern von früheren IR-Weltraumteleskopen oder sogar bei bestimmten Wellenlängen vom Boden aus geben. Ich vermute, dass es neben Sonne und Mond nicht viele helle Sterne oder Planeten gibt, außer Venus und vielleicht Merkur, und dass Staub in der galaktischen Ebene dominieren wird, aber ich könnte natürlich weit daneben liegen!

Ich möchte diese Frage nicht so eng spezifizieren, dass keine gute Antwort gepostet werden kann, daher werde ich diese spezielle etwas weit gefasst lassen, um hilfreiche und informative Antworten zu ermöglichen.

Update: Zur Frage der Wellenlänge; Ich bin hier ziemlich flexibel. Wenn ich 1 - 30 um angeben müsste und sich dann herausstellt, dass es bei 31 - 42 um eine schöne Umfrage gibt, die aber nie erwähnt wird, wäre das traurig.

Auch die WISE All-Sky-Karte bei 3.4, 12 und 22 μ M
Nicht aus dem All, sondern vom Boden. Ich habe kürzlich einen Wolkendetektor mit einem IR-Sensor mit niedriger Auflösung gebaut. Das einzige astronomische Objekt, das auftaucht, ist die Sonne (nicht sicher, ob ich den Mond getestet habe). Dieser Thread enthält einige Fotos. cloudynights.com/topic/…
Ich denke, Sie müssen vielleicht etwas genauer sagen, was "thermisches IR" Ihrer Meinung nach mit sich bringt. Wie viel kürzer als 10 Mikron ist erlaubt? Wie viel länger als 30 Mikron? Dieser Link definiert beispielsweise "thermisches IR" als grundsätzlich 1-15 Mikrometer ...
@PeterErwin Ich weiß was du meinst. Im letzten Satz der ursprünglichen Frage versuche ich zu erklären (obwohl ich nicht sicher bin, ob es klar genug ist), dass ich die Antworten nicht übermäßig einschränken wollte. Ich habe ein Update hinzugefügt, um dies etwas mehr zu beheben. Fazit: Ich bin hier ziemlich flexibel.
@uhoh Nun, die meisten Astronomen würden „100 Mikrometer“ als fernes Infrarot betrachten, nicht als Radio; Der Übergang liegt eher im vagen Bereich von 300 Mikrometern (z. B. „Sub-mm“-Radioteleskope wie JCMT und ALMA beginnen in der Regel bei ∼ 400 Mikrometer). Aber Sie aktualisieren hilft.
@PeterErwin Ich habe wirklich keine Ahnung. Ich hatte ursprünglich gedacht, die Front-End-Verstärker von ALMA hätten bereits 1 THz, aber vielleicht irre ich mich und der Mixer/Down-Converter ist zuerst. Ich werde das Teil entfernen.
@PeterErwin Zu diesem Zweck habe ich gerade gefragt, ob Front-End-Verstärker von Radioteleskopen mit ca. 1 THz vor dem Verstärken tatsächlich herunterkonvertieren? Ab welcher Frequenz wird die Verstärkung unhaltbar? Beachten Sie, dass das Kopfgeld morgen endet, aber es gibt noch eine 24-Stunden-Gnadenfrist, in der es unsichtbar ist, aber noch vergeben werden kann.

Antworten (1)

Lassen Sie mich sehen, ob ich einige Beispiele für den allgemeinen Hintergrund geben kann (ohne Quellen mit kleiner Winkelgröße wie Planeten und einzelne Sterne). Dies sind Projektionen des gesamten Himmels in galaktischen Koordinaten, sodass die Scheibe der Milchstraße den „Äquator“ definiert.

Für die kürzeren Wellenlängen verwende ich Beobachtungen des Diffuse Infrared Background Experiment (DIRBE)-Instruments des COBE-Satelliten . [ Quelle ] Die ersten Bilder sind für die kürzesten Wellenlängen (kürzer als "thermisches IR"): 1,25, 2,2 und 3,5 Mikrometer. Diese werden von Emissionen von Sternen in der Milchstraße dominiert, obwohl Sie Zodiakallicht in der Nähe der Ekliptikebene konzentriert sehen können – dies ist die umgekehrte S-förmige Kurve der diffusen Emission. Bei 1,25 und 2,2 Mikron ist dies Sonnenlicht, das von Staubkörnern im inneren Sonnensystem gestreut wird; bei 3,5 Mikron gibt es einen gleichen Beitrag der tatsächlichen thermischen Emission von den Staubkörnern.

Geben Sie hier die Bildbeschreibung ein

Die zweite Abbildung zeigt längerwellige Karten von DIRBE: 4,9, 12, 25 und 60 Mikrometer. Hier sehen Sie die wachsende Dominanz der thermischen Zodiakalstaubemission, die in den 12- und 25-Mikrometer-Wellenbändern am stärksten ist. Bei 4,9 Mikron stammt die galaktische Emission immer noch hauptsächlich von Sternen, obwohl es einen Beitrag von heißem interstellarem Staub gibt. Bei längeren Wellenlängen ist die galaktische Emission eine thermische Mission des interstellaren Staubs; und tatsächlich dominiert dies die Tierkreisemission im 60-Mikron-Wellenband. (Das liegt daran, dass der galaktische Staub im Allgemeinen kühler ist als der Tierkreisstaub.)

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Für noch längere Wellenlängen wende ich mich den Karten des AKARI-Satelliten zu : 65, 90, 140 und 160 Mikrometer (bis zu den ungefähren Grenzen dessen, was traditionell als "Fern-IR" bezeichnet wird). [ Quelle ] Sie können sehen, dass die thermische Emission des Tierkreisstaubs immer noch bei 65 und 90 Mikrometern vorhanden ist, obwohl sie größtenteils von den längeren Wellenlängen verschwunden ist. Galaktische Staubemission ist die dominierende Quelle in allen AKARI-Wellenbändern.

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