¿Cómo se ve la esfera celeste en el IR térmico?

La carga de calor del detector JWST de la pregunta Space SE pregunta

... ¿cuál es la carga de calor de la radiación recolectada de los espejos principales en el detector, y cómo varía dependiendo de qué objetos o campos se están fotografiando?

y eso podría abordarse considerando la fuente puntual más brillante y la región extendida más brillante integrada en el campo de visión de un detector determinado. No sería una pregunta trivial para responder sin hacer muchas comprobaciones.

Con ese fin, y potencialmente para ayudar a los autores de respuestas allí, me gustaría tener una idea de lo siguiente:

Pregunta: ¿Cómo se ve la esfera celeste en el IR térmico?

Puede haber estudios de, digamos, 10, 20 o 30 micrones de telescopios espaciales IR anteriores o incluso en ciertas longitudes de onda desde el suelo. Supongo que, además del Sol y la Luna, no hay muchas estrellas ni planetas brillantes, excepto Venus y quizás Mercurio, y ese polvo en el plano galáctico dominará, ¡pero por supuesto podría estar muy equivocado!

No quiero especificar esta pregunta tan estrictamente que no se pueda publicar una buena respuesta, por lo que dejaré esta en particular un poco amplia para permitir respuestas útiles e informativas.

actualización: sobre la cuestión de la longitud de onda; Soy bastante flexible aquí. Si tuviera que especificar 1 - 30 um y luego resulta que hay una hermosa encuesta en 31 - 42 um pero nunca se menciona, sería triste.

También el mapa WISE de todo el cielo en 3.4, 12 y 22 m metro
No desde el espacio, sino desde el suelo. Recientemente construí un detector de nubes usando un sensor IR de baja resolución. El único objeto astronómico que aparece es el Sol (no estoy seguro si probé la luna). Este hilo tiene algunas fotos. nochesnubladas.com/topic/…
Creo que es posible que deba ser un poco más específico sobre lo que cree que implica el "IR térmico". ¿Cuánto menos de 10 micras se permite? ¿Cuánto más de 30 micrones? Por ejemplo, este enlace define "IR térmico" como básicamente 1-15 micrones...
@PeterErwin Sé lo que quieres decir. En la última oración de la pregunta original, trato de explicar (aunque no estoy seguro de que sea lo suficientemente claro) que no quería restringir demasiado las respuestas. He agregado una actualización para abordar esto un poco más. En pocas palabras: soy bastante flexible aquí.
@uhoh Bueno, la mayoría de los astrónomos considerarían "100 micrones" como infrarrojo lejano, no como radio; la transición está más en la vaga región de 300 micrones (por ejemplo, los radiotelescopios "sub-mm" como JCMT y ALMA tienden a comenzar en ∼ 400 micras). Pero tu actualización ayuda.
@PeterErwin Realmente no tengo ni idea. Originalmente pensé que los amplificadores frontales de ALMA ya estaban a 1 THz, pero tal vez me equivoque y el mezclador/convertidor descendente sea lo primero. Quitaré esa parte.
@PeterErwin con ese fin, acabo de preguntar ¿Los amplificadores frontales del radiotelescopio de alrededor de 1 THz realmente se reducen antes de amplificar? ¿A qué frecuencia la amplificación se vuelve insostenible? Tenga en cuenta que la recompensa termina mañana, pero todavía hay un "período de gracia" de 24 horas en el que es invisible pero aún se puede otorgar.

Respuestas (1)

Déjame ver si puedo proporcionar algunos ejemplos del trasfondo general (sin incluir fuentes de pequeño tamaño angular como planetas y estrellas individuales). Estas son proyecciones de todo el cielo en coordenadas galácticas, por lo que el disco de la Vía Láctea define el "ecuador".

Para las longitudes de onda más cortas, estoy usando observaciones del instrumento Experimento de Fondo Infrarrojo Difuso (DIRBE) del satélite COBE . [ Fuente ] Las primeras imágenes son para las longitudes de onda más cortas (más cortas que el "IR térmico"): 1,25, 2,2 y 3,5 micrones. Estos están dominados por la emisión de estrellas en la Vía Láctea, aunque se puede ver la luz zodiacal concentrada cerca del plano de la eclíptica: esta es la curva de emisión difusa en forma de S invertida. Para 1,25 y 2,2 micrones, se trata de luz solar dispersada por granos de polvo en el Sistema Solar interior; a 3,5 micrones, hay una contribución igual de la emisión térmica real de los granos de polvo.

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La segunda figura muestra mapas de mayor longitud de onda de DIRBE: 4,9, 12, 25 y 60 micras. Aquí puede ver el dominio creciente de la emisión de polvo zodiacal térmico, que es más fuerte en las bandas de onda de 12 y 25 micrones. A 4,9 micras, la emisión galáctica sigue siendo principalmente de estrellas, aunque hay una contribución del polvo interestelar caliente. En longitudes de onda más largas, la emisión galáctica es una misión térmica del polvo interestelar; y de hecho esto domina sobre la emisión zodiacal en la banda de onda de 60 micras. (Esto se debe a que el polvo galáctico es generalmente más frío que el polvo zodiacal).

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Para longitudes de onda aún más largas, recurriré a los mapas del satélite AKARI : 65, 90, 140 y 160 micrones (hasta los límites aproximados de lo que tradicionalmente se considera "IR lejano"). [ Fuente ] Puede ver que la emisión térmica del polvo zodiacal todavía está presente en 65 y 90 micrones, aunque en su mayoría ha desaparecido de las longitudes de onda más largas. La emisión de polvo galáctico es la fuente dominante en todas las bandas de onda de AKARI.

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