53
коротких длинах волн —
болометры и фотопроводящие детекторы.
Обсуждавшиеся в статье объекты расположены в Галактике на
расстояниях от Земли 1500—6000 св. лет, что составляет 0,05—
0,2 расстояния от Земли до центра Галактики. При использовании
крупных наземных телескопов для наблюдений на длине волны
10 мкм дифракция света в приборе не позволяет разрешать
детали размером меньше 2500 а.е. (0,04 св. года) в области,
находящейся от нас на расстоянии 3000 св. лет, и более тонкая
структура исследуемых областей определяется при помощи специальных
методов9.
9 К ним относятся непосредственное сканирование, покрытие
Луной, интерферометрические методы, которые позволяют получить
в инфракрасном диапазоне угловое разрешение около 0,1" (и даже
в некоторых случаях еще более низкое), соответствующее
предельным линейным размерам деталей 100 а.е. у объекта, находящегося
от нас на расстоянии 3000 св. лет. Эти методы дают столь
высокое пространственное разрешение при исследовании областей
звездообразования, что в принципе могут позволить проведение
непосредственных измерений размеров и структуры иротозвездных
объектов одновременно на нескольких длинах волн и
количественно сравнивать полученные результаты с имеющимися
теоретическими моделями (Е. С. Sutton, A. L. Betz, С. М. Townes, D. L. Spear„
1976).
61
В то же время при наблюдениях в области длин волн
100 мкм —
1 мм ограничения, накладываемые дифракцией,
таковы, что даже самые крупные на сегодняшний день наземные
телескопы не позволяют разрешить детали размером меньше 1 св.
года в той же самой области, находящейся на расстоянии
3000 св. лет. Следовательно, наблюдения в этой длинноволновой
части инфракрасного диапазона не могут разрешить отдельные
точечно подобные объекты в исследуемой области и касаются лишь
•общих ее свойств в целом.
Чувствительность имеющихся приемников инфракрасного
излучения также устанавливает соответствующие предельные
значения характеристик исследуемых объектов. В частности, при
картографировании или сканировании неба с целью поиска новых
источников излучения в области, расположенной от нас на
расстоянии 3000 св. лет, можно выявлять источники со светимостью в 10
раз -больше солнечной, если максимум их теплового излучения
приходится на длину волны 5 мкм. Более холодный объект,
находящийся на том же расстоянии от нас, со спектральным
максимумом, например, на длине волны 100 мкм, только при светимости
больше 103 Lc может быть обнаружен при его сканировании. Если
прибор все время направлен на определенную точку неба (т. е.
данная область неба не сканируется), то в пределах разумного
времени наблюдений могут регистрироваться объекты и в 100 раз
слабее, чем только что рассмотренные.
При этом предполагается достаточно низкое спектральное
разрешение Я/АЯ«2—10, типичное для рассмотренных в данной статье
результатов наблюдений. Проводимые сейчас измерения с более
высоким спектральным разрешением (R. W. Russell, В. Т. Soifer,
R. С. Puetter, 1977; Т. N. Gautier, III, U. Fink, R. R. Treffers, H. P.
Larson, 1976), несомненно, позволят получить ценные сведения о
скоростной структуре областей звездообразования и таких
свойствах источников излучения, которые нельзя выявить на основании