اخترشناسی فروسرخ

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به: ناوبری، جستجو
فارسیEnglish
سحابی شاه‌تخته تصویربرداری شده توسط تلسکوپ هابل (آشکارسازی فروسرخ)

ستاره‌شناسی فروسرخ شاخه‌ای از ستاره‌شناسی و اخترفیزیک می‌باشد که به مطالعات اجرام آسمانی قابل مشاهده با امواج فروسرخ می‌پردازد. طول موج نور مادون قرمز در محدودهٔ ۰.۷۵ تا ۳۰۰ میکرومتر قرار دارد. امواج فروسرخ پایین‌تر از نور مرئی (۳۸۰ تا ۷۵۰ نانومتر) قرار دارند و به همین دلیل با چشم قابل دیدن نمی‌باشند.

ستاره‌شناسی فروسرخ در سال‌های ۱۸۳۰، سه دهه پس از کشف پرتو فروسرخ توسط ویلیام هرشل در سال ۱۸۰۰، آغاز شد. پیشرفت در ابتدا، تا زمانی که اوایل قرن بیستم اجرام آسمانی دیگری به جز خورشید و ماه توسط امواج فروسرخ شناسایی شدند، محدود بود.پس از تعدادی اکتشاف در زمینهٔ ستاره‌شناسی رادیویی بین سال‌های ۱۹۵۰ تا ۱۹۷۰، ستاره‌شناسان به این نتیجه رسیدند که اطلاعاتی مفید در فضا خارج از نور مرئی قرار دارد.در این زمان ستاره‌شناسی مدرن فروسرخ پا به عرصهٔ وجود گذاشت.

ستاره‌شناسی فروسرخ و نوری اغلب از یک نوع تلسکوپ استفاده می‌کند.در اینجا می‌توان به آینه‌ها و عدسی های یکسان که در نور محدودهٔ بینایی کارایی دارند، اشاره کرد. هر دو از آشکارسازهای حالت جامد استفاده می‌کنند، با وجود اینکه نوع آن‌ها یکسان نمی‌باشد. نور فروسرخ توسط بخار آب در اتمسفر زمین در بیشتر طول موج‌ها جذب می‌شود، به همین دلیل بیشتر تلسکوپ‌های مربوط به امواج فروسرخ را در ارتفاع و جاهای به دور از رطوبت قرار می‌دهند. تلسکوپ‌های خارج از جو نیز وجود دارند که در محدودهٔ فروسرخ کار می‌کنند.از آن‌ها می‌توان به تلسکوپ فضایی اسپیتزر و رصدخانه فضایی هرشل اشاره کرد.

تاریخچه[ویرایش]

سوفیا، یک تلسکوپ مادون قرمز در هواپیما.

کشف اشعه فروسرخ را به ویلیام هرشل نسبت می‌دهند، که آزمایشی با قرار دادن دماسنج را در نور خورشید با رنگ‌های مختلف که از منشور خارج می‌شد، انجام داد. او متوجه شد که نور خورشید دماسنج را در محدودهٔ نور خارج از بینایی، بیشتر گرم می‌کند.(قسمت زیر نور قرمز) با وجود اینکه دلیل افزایش دما در دماسنج ساختار منشور و نه ویژگی از خورشید است، اما واقعیت افزایش دما هرشل را به این فکر انداخت که امواجی خارج از دید نیز از خورشید به زمین ارسال می‌شوند. او به این پرتوها، امواج رنگ‌مانند[واژه‌نامه ۱] لقب داد.زیرا تمامی ویژگی‌های نور رنگی مانند بازتاب، ارسال، جذب را داشتند.[۱]

با تلاش‌هایی که انجام شد، دانشمندان بین سال‌های ۱۸۳۰ تا اواخر قرن ۱۹ام موفق به کشف منابع ستاره‌شناسی دیگری با این ویژگی شدند. امواج فروسرخ مربوط به ماه در سال ۱۸۷۳ توسط ویلیام پارسونز، کشف شدند. ارنست فاکس نیکولز با استفاده از تابش‌سنج تلاش کرد، تا پرتو فروسرخ ستاره‌های نگهبان شمال و کرکس نشسته را تشخیص دهد، اما به نتایج قطعی دست پیدا نکرد.

سال‌ها بعد با استفاده از دستگاه‌های مدرن، جرج ریکه توانست ثابت کند که این دو ستاره موج فروسرخ متصاعد می‌کنند.برای احترام به نیکولز اعتبار کشف پرتو فروسرخ برای ستاره‌ای خارج از منظومهٔ خورشیدی به او داده شد.[۲]

شاخه ستاره‌شناسی فروسرخ همچنان به توسعه آرام خود در اوایل قرن ۲۰ام ادامه داد، هنگامی که ست بارنز نیکلسون و ادیسون پتی پیل گرماسنجی را ایجاد کردند.این وسیله می توانست امواج فروسرخ را آشکارسازی کند و دقتی برای چند صد ستاره داشت. البته این بخش از ستاره‌شناسی تا سال‌های ۱۹۶۰ توسط ستاره‌شناسان سنتی مورد توجه قرار نگرفت.بسیاری از دانشمندان که در این زمینه فعالیت کردند فیزیکدان و نه ستاره‌شناس بودند. موفقیت‌های ستاره‌شناسی رادیویی و پیشرفت‌هایی که میان سال‌های ۱۹۵۰ تا ۱۹۶۰ در زمینهٔ حس‌گرهای فروسرخ صورت گرفت، باعث توجه ستاره‌شناسان به این بحث و محکم شدن جای این شاخه در علم ستاره‌شناسی شد.[۲]

ستاره‌شناسی مادون قرمز مدرن[ویرایش]

پرتو مادون قرمز با طول موج هایی طولانی تر از نور مرئی، معروف به فروسرخ نزدیک[واژه‌نامه ۲]، رفتار بسیار شبیه به نور مرئی دارد و با آشکارسازهای مربوط به نور مرئی می‌توان آن را مورد مطالعه قرار داد. به همین دلیل، این منطقه نزدیک مادون قرمز از طیف خارج شده از منشور به مانند منطقه نزدیک فرابنفش، در محدوده بینایی گنجانیده می‌شود. بسیاری از تلسکوپ ها نوری، مانند آنهایی که در رصدخانه کک قرار دارند، می‌توانند در زمینهٔ پرتوهای نزدیک مادون قرمز نیز مانند نور مرئی فعالیت کنند. مادون قرمز دور طول موجی گسترده تا زیرمیلیمیتر دارد، که توسط تلسکوپ های مخصوص مانند تلسکوپ جیمز کلرک ماکسول در رصدخانهٔ مونوکی دیده می‌شوند.

مانند دیگر اشکال امواج الکترومغناطیس، فروسرخ نیز توسط ستاره‌شناسان برای مطالعهٔ جهان پیرامون مورد استفاده قرار می‌گیرد. تلسکوپ مادون قرمز، که در بزرگ ترین تلسکوپ های نوری و همچنین چند تلسکوپ اختصاصی مادون قرمز جای دارد، نیاز به کاهش دادن حرارت با نیتروژن مایع و عایق بندی دربرابر حرارت دارند. دلیل این کار این است که اشیاء با حرارت کمتر از چند صد کلوین بیشترین انرژی گرمایی خود را در قالب پرتو فروسرخ منتشر می‌کنند. اگر آشکارسازهای مادون قرمز سرد نگه داشته نشوند، تابش از سطح خود آشکارساز باعث ایجاد نویز بر روی امواجی که از آسمان می‌آید، می‌شود. این برای طیف‌های فروسرخ میانی و دور مشکل‌ساز است.

برای رسیدن به وضوح فضایی بالاتر، برخی از تلسکوپهای مادون قرمز با ابزارهای اندازه‌گیری پرتوفروسرخ ترکیب می‌شوند. رزولوشن مؤثر توسط فاصله تلسکوپ‌ها تعیین می‌شود، این به اندازه‌ٔ تلسکوپ‌های مورد نظر بستگی ندارد. وقتی این دو ابزار باهم و با عدسی‌های تلفیقی استفاده می‌شوند.مانند ۲ تلسکوپ ۱۰ متری و ۴ تلسکوپ ۸.۲ متری رصدخانهٔ کک که یک ابزار سنجش فروسرخ و تلسکوپ بسیار بزرگ ایجاد می‌کنند و این منجر به یک وضوح فضایی بالا می‌شود.

محدودیت اصلی حساسیت این تلسکوپ‌ها اتمسفر زمین می‌باشد. بخار آب به میزان زیادی امواج فروسرخ را جذب می‌کند، در عین حال خود جو زمین نیز به میزانی پرتو فروسرخ متصاعد می‌کند. به همین دلیل تلسکوپ‌های فروسرخ را در مکان‌ها با آب و هوای خشک و در ارتفاعات قرار می‌دهند تا بالاتر از بخار آب موجود در اتمسفر قرار گیرند. مکان های مناسب بر روی زمین، شامل رصدخانه در مونوکی ۴۲۰۵ متر بالاتر از سطح دریا، سایت آلما ۵۰۰۰ متر بالاتر از سطح دریا در شیلی و مناطق باارتفاع بالا در قطب جنوب مانند سی دم[واژه‌نامه ۳] می شوند. حتی در ارتفاعات بالا، شفافیت محدود است به جز در پنجره فروسرخ[واژه‌نامه ۴]، یا طول موج‌هایی که در آنها اتمسفر زمین تاثیری ندارد.[۳]

پنجره های اصلی فروسرخ به شرح زیر می‌باشد:

محدوده طول موج
میکرومتر
باندهای نجومی تلسکوپ‌ها
۰.۶۵ تا ۱.۰ باند آر و آی[واژه‌نامه ۵] همه تلسکوپ های بزرگ نوری
۱.۲۵ باند جی[واژه‌نامه ۵] عمدهٔ تلسکوپ نوری و تلسکوپ اختصاصی مادون قرمز
۱.۶۵ باند اچ[واژه‌نامه ۵] عمدهٔ تلسکوپ نوری و تلسکوپ اختصاصی مادون قرمز
۲.۲ باند کی[واژه‌نامه ۵] عمدهٔ تلسکوپ نوری و تلسکوپ اختصاصی مادون قرمز
۳.۴۵ باند ال[واژه‌نامه ۵] تلسکوپ‌های اختصاصی فروسرخ و بعضی تلسکوپ‌های نوری
۴.۷ باند ام[واژه‌نامه ۵] تلسکوپ‌های اختصاصی فروسرخ و بعضی تلسکوپ‌های نوری
۱۰ باند ان[واژه‌نامه ۵] تلسکوپ‌های اختصاصی فروسرخ و بعضی تلسکوپ‌های نوری
۲۰ باند کیو[واژه‌نامه ۵] برخی تلسکوپ‌های اختصاصی فروسرخ و تلسکوپ‌های نوری
۴۵۰ زیرمیلیمتر[واژه‌نامه ۵] تلسکوپ‌های زیرمیلیمتری

شبیه به تلسکوپ‌های نوری، فضا بهترین مکان برای قرار دادن تلسکوپ‌های فروسرخ می‌باشد. در فضا، تصاویر تلسکوپ های فروسرخ دارای کیفیت بالاتری می‌باشد، دلیل آن نبود نویزهای مختلف مانند اتمسفر زمین که هم مقداری از پرتوهای فروسرخ را جذب و هم میزانی را منتشر می‌کند، است. تلسکوپ‌های فضایی موجود که در محدودهٔ فروسرخ کار می‌کنند، رصدخانهٔ فضایی هرشل، تلسکوپ فضایی اسپیتزر هستند. با توجه به اینکه قرار دادن تلسکوپ‌ها در فضا هزینه‌های زیادی دارد، رصدخانه‌های هوایی نیز وجود دارند که به این کار می‌پردازند.از آن‌ها می‌توان به رصد خانه استراتسفری برای ستاره‌شناسی فروسرخ و رصدخانهٔ هوایی کوپیر اشاره کرد. این رصدخانه‌ها تلسکوپ را در بالاترین محل از جو، اما نه به صورت کامل، قرار می‌دهند، این بدین معنی است که هنوز مقداری بخار هوا که نور فروسرخ را جذب می‌کند وجود دارد.

تکنولوژی فروسرخ[ویرایش]

یکی از رایج ترین آرایه‌های آشکارساز فروسرخ، آرایه‌های مورد استفاده در تلسکوپ های پژوهشی HgCdTe است. آن‌ها به خوبی میان طول موج‌های ۰.۶ تا ۵ میکرومتر کار می‌کنند. برای طول موج‌های بالاتر یا حساسیت بیشتر ممکن است از آشکارسازهای دیگری استفاده شود، مانند آشکارسازهای نیمه‌رسانه با فاصلهٔ کم، بولومترهای مخصوص دماهای پایین یا ابررسانه‌هایی که تعدا فوتون را اندازه‌گیری می کنند.

شرایط ویژه برای ستاره‌شناسی فروسرخ عبارتند از : مدارهای با نویز پایین و گاهی اوقات تعداد بالای پیکسل.

دمای پایین توسط مایع خنک کننده بدست می‌آید، که معولا به اتمام [۴] می‌رسد.ماموریت های فضایی در این زمان به پایان می‌رسد یا تصاویر پس از این اتفاق با نام تصاویر گرم ثبت می‌شوند. به عنوان مثال، وایز در اکتبر ۲۰۱۰، ده ماه پس از پرتاب مواد خنک کنندهٔ خود را به اتمام رساند. (ان‌ای‌سی‌موس را برای تلسکوپ فضایی اسپیتزر ببینید).

جستارهای وابسته[ویرایش]

واژه‌نامه[ویرایش]

  1. calorific rays
  2. Near infrared
  3. C dome
  4. infrared window
  5. ۵٫۰ ۵٫۱ ۵٫۲ ۵٫۳ ۵٫۴ ۵٫۵ ۵٫۶ ۵٫۷ ۵٫۸ I & R,J,H,K,L,M,N,Q Band

پانویس[ویرایش]

  1. "Herschel Discovers Infrared Light". Retrieved 2010-04-09. 
  2. ۲٫۰ ۲٫۱ Rieke, George H. (2009). "History of infrared telescopes and astronomy". Experimental Astronomy 25 (1-3): 125–141. doi:10.1007/s10686-009-9148-7. 
  3. "IR Atmospheric Windwows". Retrieved 2009-04-09. 
  4. Debra Werner - Last-minute Reprieve Extends WISE Mission (5 October, 2010) - Space

منابع[ویرایش]

هنگام نوشتن این مقاله، از مقالهٔ "Infrared astronomy‎" در ویکی‌پدیای انگلیسی استفاده شده‌است:

Wikipedia contributors, "Infrared astronomy" Wikipedia, The Free Encyclopedia, http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Infrared_astronomy&oldid=401780797.

Carina Nebula in infrared light captured by the Hubble's Wide Field Camera 3.

Infrared astronomy is the branch of astronomy and astrophysics that studies astronomical objects visible in infrared (IR) radiation. The wavelength of infrared light ranges from 0.75 to 300 micrometers. Infrared falls in between visible radiation, which ranges from 380 to 750 nanometers, and submillimeter waves.

Infrared astronomy began in the 1830s, a few decades after the discovery of infrared light by William Herschel in 1800. Early progress was limited, and it was not until the early 20th century that conclusive detections of astronomical objects other than the Sun and Moon were detected in infrared light. After a number of discoveries were made in the 1950s and 1960s in radio astronomy, astronomers realized the information available outside the visible wavelength range, and modern infrared astronomy was established.

Infrared and optical astronomy are often practiced using the same telescopes, as the same mirrors or lenses are usually effective over a wavelength range that includes both visible and infrared light. Both fields also use solid state detectors, though the specific type of solid state detectors used are different. Infrared light is absorbed at many wavelengths by water vapor in the Earth's atmosphere, so most infrared telescopes are at high elevations in dry places, above as much of the atmosphere as possible. There are also infrared observatories in space, including the Spitzer Space Telescope and the Herschel Space Observatory.

History

Hubble's ground-breaking near-infrared NICMOS
SOFIA is an infrared telescope in an aircraft, shown here in a 2009 test

The discovery of infrared radiation is attributed to William Herschel, who performed an experiment where he placed a thermometer in sunlight of different colors after it passed through a prism. He noticed that the temperature increase induced by sunlight was highest outside the visible spectrum, just beyond the red color. That the temperature increase was highest at infrared wavelengths was due to the spectral index of the prism rather than properties of the Sun, but the fact that there was any temperature increase at all prompted Herschel to deduce that there was invisible radiation from the Sun. He dubbed this radiation "calorific rays", and went on to show that it could be reflected, transmitted, and absorbed just like visible light.[1]

High on the Chajnantor Plateau, the Atacama Large Millimeter Array provides an extraordinary place for infrared astronomy.[2]

Efforts were made starting in the 1830s and continuing through the 19th century to detect infrared radiation from other astronomical sources. Radiation from the Moon was first detected in 1873 by William Parsons, 3rd Earl of Rosse. Ernest Fox Nichols used a modified Crookes radiometer in an attempt to detect infrared radiation from Arcturus and Vega, but Nichols deemed the results inconclusive. Even so, the ratio of flux he reported for the two stars is consistent with the modern value, so George Rieke gives Nichols credit for the first detection of a star other than our own in the infrared.[3]

The field of infrared astronomy continued to develop slowly in the early 20th century, as Seth Barnes Nicholson and Edison Pettit developed thermopile detectors capable of accurate infrared photometry and sensitive to a few hundreds of stars. The field was mostly neglected by traditional astronomers though until the 1960s, with most scientists who practiced infrared astronomy having actually been trained physicists. The success of radio astronomy during the 1950s and 1960s, combined with the improvement of infrared detector technology, prompted more astronomers to take notice, and infrared astronomy became well established as a subfield of astronomy.[3][4]

In 1995, the European Space Agency created the Infrared Space Observatory (a satellite). In 1998, this satellite ran out of liquid helium. However, before that, it discovered protostars and water in our universe (even on Saturn and Uranus).[5]

Modern infrared astronomy

Hubble infrared view of the Tarantula Nebula.[6]

Infrared radiation with wavelengths just longer than visible light, known as near-infrared, behaves in a very similar way to visible light, and can be detected using similar solid state devices (because of this, many quasars, stars, and galaxies were discovered). For this reason, the near infrared region of the spectrum is commonly incorporated as part of the "optical" spectrum, along with the near ultraviolet. Many optical telescopes, such as those at Keck Observatory, operate effectively in the near infrared as well as at visible wavelengths. The far-infrared extends to submillimeter wavelengths, which are observed by telescopes such as the James Clerk Maxwell Telescope at Mauna Kea Observatory.

Artist impression of galaxy W2246-0526, a single galaxy glowing in infrared light as intensely as 350 trillion suns.[7]

Like all other forms of electromagnetic radiation, infrared is utilized by astronomers to study the universe. Indeed, infrared measurements taken by the 2MASS and WISE astronomical surveys have been particularly effective at unveiling previously undiscovered star clusters.[8][9] Examples of such embedded star clusters are FSR 1424, FSR 1432, Camargo 394, Camargo 399, Majaess 30, and Majaess 99.[10][11] Infrared telescopes, which includes most major optical telescopes as well as a few dedicated infrared telescopes, need to be chilled with liquid nitrogen and shielded from warm objects. The reason for this is that objects with temperatures of a few hundred kelvins emit most of their thermal energy at infrared wavelengths. If infrared detectors were not kept cooled, the radiation from the detector itself would contribute noise that would dwarf the radiation from any celestial source. This is particularly important in the mid-infrared and far-infrared regions of the spectrum.

ALMA Observatory’s antennas appear to take in the sight of the Milky Way.[12]

To achieve higher angular resolution, some infrared telescopes are combined to form astronomical interferometers. The effective resolution of an interferometer is set by the distance between the telescopes, rather than the size of the individual telescopes. When used together with adaptive optics, infrared interferometers, such as two 10 meter telescopes at Keck Observatory or the four 8.2 meter telescopes that make up the Very Large Telescope Interferometer, can achieve high angular resolution.

The principal limitation on infrared sensitivity from ground-based telescopes is the Earth's atmosphere. Water vapor absorbs a significant amount of infrared radiation, and the atmosphere itself emits at infrared wavelengths. For this reason, most infrared telescopes are built in very dry places at high altitude, so that they are above most of the water vapor in the atmosphere. Suitable locations on Earth include Mauna Kea Observatory at 4205 meters above sea level, the Paranal Observatory at 2635 meters in Chile and regions of high altitude ice-desert such as Dome C in Antarctic. Even at high altitudes, the transparency of the Earth's atmosphere is limited except in infrared windows, or wavelengths where the Earth's atmosphere is transparent.[13] The main infrared windows are listed below:

Spectrum Wavelength
(micrometres)
Astronomical
bands
Telescopes
Near Infrared 0.65 to 1.0 R and I bands All major optical telescopes
Near Infrared 1.1 to 1.4 J band Most major optical telescopes and most dedicated infrared telescopes
Near Infrared 1.5 to 1.8 H band Most major optical telescopes and most dedicated infrared telescopes
Near Infrared 2.0 to 2.4 K band Most major optical telescopes and most dedicated infrared telescopes
Near Infrared 3.0 to 4.0 L band Most dedicated infrared telescopes and some optical telescopes
Near Infrared 4.6 to 5.0 M band Most dedicated infrared telescopes and some optical telescopes
Mid Infrared 7.5 to 14.5 N band Most dedicated infrared telescopes and some optical telescopes
Mid Infrared 17 to 25 Q band Some dedicated infrared telescopes and some optical telescopes
Far Infrared 28 to 40 Z band Some dedicated infrared telescopes and some optical telescopes
Far Infrared 330 to 370 Some dedicated infrared telescopes and some optical telescopes
Far Infrared 450 submillimeter Submillimeter telescopes

As is the case for visible light telescopes, space is the ideal place for infrared telescopes. In space, images from infrared telescopes can achieve higher resolution, as they do not suffer from blurring caused by the Earth's atmosphere, and are also free from absorption caused by the Earth's atmosphere. Current infrared telescopes in space include the Herschel Space Observatory, the Spitzer Space Telescope, and the Wide-field Infrared Survey Explorer. Since putting telescopes in orbit is expensive, there are also airborne observatories, such as the Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy and the Kuiper Airborne Observatory. These observatories place telescopes above most, but not all, of the atmosphere, which means there is absorption of infrared light from space by water vapor in the atmosphere.

SOFIA science — supernova remnant ejecta producing planet-forming material.

Infrared technology

One of the most common infrared detector arrays used at research telescopes is HgCdTe arrays. These operate well between 0.6 and 5 micrometre wavelengths. For longer wavelength observations or higher sensitivity other detectors may be used, including other narrow gap semiconductor detectors, low temperature bolometer arrays or photon-counting Superconducting Tunnel Junction arrays.

Special requirements for infrared astronomy include: very low dark currents to allow long integration times, associated low noise readout circuits and sometimes very high pixel counts.

Low temperature is often achieved by a coolant, which can run out.[14] Space missions have either ended or shifted to "warm" observations when the coolant supply used up.[14] For example, WISE ran out of coolant in October 2010,about ten months after being launched.[14] (See also NICMOS, Spitzer Space Telescope)

See also

References

  1. ^ "Herschel Discovers Infrared Light". Cool Cosmos. Archived from the original on 25 February 2012. Retrieved 9 April 2010. 
  2. ^ "First Results from the ESO Ultra HD Expedition". ESO Announcement. Retrieved 10 May 2014. 
  3. ^ a b Rieke, George H. (2009). "History of infrared telescopes and astronomy". Experimental Astronomy. 25 (1–3): 125–141. Bibcode:2009ExA....25..125R. doi:10.1007/s10686-009-9148-7. 
  4. ^ Glass, Ian S. (1999). Handbook of Infrared Astronomy. Cambridge, England: Cambridge University Press. ISBN 0-521-63311-7. 
  5. ^ "Science in Context - Document". link.galegroup.com. Retrieved 2017-09-25. 
  6. ^ "Unravelling the web of a cosmic creeply-crawly". ESA/Hubble Press Release. Retrieved 18 January 2014. 
  7. ^ "Artist's impression of the galaxy W2246-0526". Retrieved 18 January 2016. 
  8. ^ Froebrich, D.; Scholz, A.; Raftery, C. L. (2007). A systematic survey for infrared star clusters with |b| <20° using 2MASS, MNRAS, 347, 2
  9. ^ Majaess, D. (2013). Discovering protostars and their host clusters via WISE, ApSS, 344, 1
  10. ^ Camargo et al. (2015a). New Galactic embedded clusters and candidates from a WISE Survey, New Astronomy, 34
  11. ^ Camargo et al. (2015b). Towards a census of the Galactic anticentre star clusters - III. Tracing the spiral structure in the outer disc, MNRAS, 432, 4
  12. ^ "A Cosmic Rainbow in Ultra HD". Retrieved 17 August 2015. 
  13. ^ "IR Atmospheric Windwows". Cool Cosmos. Retrieved 9 April 2009. 
  14. ^ a b c Werner, Debra (5 October 2010). "Last-minute Reprieve Extends WISE Mission". Space News. Retrieved 14 January 2014. 

External links