红外天文学的起源

在牛顿使用三棱镜将白光分解成光谱之后，英国物理学家威廉·赫歇尔在1800年发现太阳光谱中温度最高的区域位于红光以外，他推测一定有一种肉眼看不见的辐射，称其为红外线。1856年，查尔斯 Piazzi 史密斯发现月球的光谱中也有红外线。

现代的红外天文学

波长接近可见光的红外线称为近红外线，它与可见光非常相似，可以使用相似的设备探测。因此近红外光谱通常视为可见光光谱的一部分，近紫外线也是一样。多数光学望远镜都能用于探测近红外线。

像所有其他波段的电磁辐射，红外线让天文学家对宇宙有了更深入的了解。普通低温物体的热辐射大部分能量集中在红外波段，因此红外望远镜需要远离热源，并且尽可能地使用液氮等冷却剂将设备冷却至极低的温度，这一点在中红外和远红外波段的观测上尤为重要。由于地球大气层中的水汽会强烈地吸收某些波段的红外线，因此地基红外望远镜必须建造在海拔高、且非常干燥的地点。在地球上合适的地点有海拔4,205米高的莫纳克亚山天文台，在智利5,000米高处的阿塔卡玛大型毫米波天线阵(ALMA)，和位于南极洲的Dome C。

宇宙空间是进行红外天文观测的理想场所，斯皮策太空望远镜等红外天文卫星是专门用于红外观测的，许多空间光学望远镜（如哈勃望远镜）也能进行红外观测。

红外线天文学的另一种观测方法是利用飞机来进行的，像是同温层红外线天文台(SOFIA)和柯伊伯机载天文台。 飞行在大气的高层(同温层)，只有少许的水汽存在于望远镜和太空之间，使大兴收的红外线大为减少。 残余的红外线背景辐射(经由吸收剩余的)能够经由清理的技术予以移除，只留下干净的空间进行观测。

在地面上分辨率最好的红外线观测是由天文学的干涉仪获得的。

红外线技术

最便宜的用于研究的红外线探测器是汞镉锑阵列，在1～5微米的波长下可以很好的工作，在更长波段或更高灵敏度的观测则使用其他的检测器，包括其他的狭缝半导体检测器、低温的热辐射计阵列、和光子计数超导体管道接合阵列。

红外线天文学的特别需求有：允许长时间的积分非常低的暗电流，结合低噪讯比的读取电路和非常高像素的计数。

天文学的红外光谱

红外线天文望远镜，像是斯皮策太空望远镜、红外线天文卫星(IRAS)、红外线太空天文台(ISO)、和2009年5月布署的赫歇尔太空天文台几乎可以观测到所有的红外线光谱。但是，大部分的红外线天文学仍然依赖在地面上的望远镜，通过狭窄的"窗口"，对地球大气层是透明的波长，观测到有限的红外线光谱。主要的红外线窗口列于下表：

由于大气的不透明度，在这些窗口以外的波段，红外线的观察是困难与几乎不可能的。专门用于红外线和次微米波观测的望远镜一般都建在非常高的地点上，像是夏威夷的莫纳克亚山天文台、智利的阿塔卡玛大型毫米波天线阵(ALMA)、或是计划用飞机改装的同温层红外线天文台(SOFIA)，都是从地球上能提供最佳敏感度的观测场所。来自太空的资料，像是斯皮策太空望远镜、红外线天文卫星、和红外线太空天文台(ISO)则能协助填补上面窗口以外的红外线波段观测空隙。

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