紅外天文學
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紅外天文學的主要研究對象是可以觀測到紅外輻射的天體，是天文學和天文物理學的一個重要分支。可見光的波長範圍大約為400奈米（藍色）至700奈米（紅色），波長比700奈米長但仍比微波短的電磁波稱為紅外線（有時也稱為次微米波）。紅外天文學有時也視為可見光天文學的一部份，因為反射鏡、透鏡等光學元件基本上都能用於紅外觀測。
紅外天文學的起源
在牛頓使用三稜鏡將白光分解成光譜之後，英國物理學家威廉·赫歇爾在1800年發現太陽光譜中溫度最高的區域位於紅光以外，他推測一定有一種肉眼看不見的輻射，稱其為紅外線。1856年，查爾斯 Piazzi 史密斯發現月球的光譜中也有紅外線。
現代的紅外天文學
波長接近可見光的紅外線稱為近紅外線，它與可見光非常相似，可以使用相似的設備探測。因此近紅外光譜通常視為可見光光譜的一部分，近紫外線也是一樣。多數光學望遠鏡都能用於探測近紅外線。
像所有其他波段的電磁輻射，紅外線讓天文學家對宇宙有了更深入的了解。普通低溫物體的熱輻射大部分能量集中在紅外波段，因此紅外望遠鏡需要遠離熱源，並且儘可能地使用液氮等冷卻劑將設備冷卻至極低的溫度，這一點在中紅外和遠紅外波段的觀測上尤為重要。由於地球大氣層中的水氣會強烈地吸收某些波段的紅外線，因此地基紅外望遠鏡必須建造在海拔高、且非常乾燥的地點。在地球上合適的地點有海拔4,205公尺高的毛納基山天文台，在智利5,000公尺高處的阿塔卡瑪大型毫米波天線陣 (ALMA)，和位於南極洲的Dome C。
宇宙空間是進行紅外天文觀測的理想場所，史匹哲太空望遠鏡等紅外天文衛星是專門用於紅外觀測的，許多空間光學望遠鏡（如哈勃望遠鏡）也能進行紅外觀測。
紅外線天文學的另一種觀測方法是利用飛機來進行的，像是同溫層紅外線天文台(SOFIA)和柯伊伯機載天文台。
飛行在大氣的高層(同溫層)，只有少許的水氣存在於望遠鏡和太空之間，使大興收的紅外線大為減少。
殘餘的紅外線背景輻射(經由吸收剩餘的)能夠經由清理的技術予以移除，只留下乾淨的空間進行觀測。
在地面上解像度最好的紅外線觀測是由天文學的干涉儀獲得的。
紅外線技術
最便宜的用於研究的紅外線探測器是汞鎘銻陣列，在1～5微米的波長下可以很好的工作，在更長波段或更高靈敏度的觀測則使用其他的檢測器，包括其他的狹縫半導體檢測器、低溫的熱輻射計陣列、和光子計數超導體管道接合陣列。
紅外線天文學的特別需求有：允許長時間的積分非常低的暗電流，結合低噪訊比的讀取電路和非常高像素的計數。
天文學的紅外光譜
紅外線天文望遠鏡，像是史匹哲太空望遠鏡、紅外線天文衛星(IRAS)、 紅外線太空天文台(ISO)、和2009年5月布署的赫歇爾太空天文臺幾乎可以觀測到所有的紅外線光譜。但是，大部分的紅外線天文學仍然依賴在地面上的望遠鏡，通過狹窄的"窗口"，對地球大氣層是透明的波長，觀測到有限的紅外線光譜。主要的紅外線窗口列於下表：
| 波長範圍（微米） | 天文學的波段 | 望遠鏡 |
|---|---|---|
| 0.65 - 1.0 | R波段和I波段 | 所有主要的光學望遠鏡 |
| 1.25 | J波段 | 大部分主要的光學望遠鏡和大部分專門的紅外線望遠鏡 |
| 1.65 | H波段 | |
| 2.2 | K波段 | |
| 3.45 | L波段 | 大部分專門的紅外線望遠鏡和一些光學望遠鏡 |
| 4.7 | M波段 | |
| 10 | N波段 | |
| 20 | Q波段 | 一些專門的紅外線望遠鏡和一些光學望遠鏡 |
| 450 | 亞毫米波段 | 亞毫米波望遠鏡 |
由於大氣的不透明度，在這些窗口以外的波段，紅外線的觀察是困難與幾乎不可能的。專門用於紅外線和次微米波觀測的望遠鏡一般都建在非常高的地點上，像是夏威夷的毛納基山天文台、智利的阿塔卡瑪大型毫米波天線陣(ALMA)、或是計劃用飛機改裝的同溫層紅外線天文台(SOFIA)，都是從地球上能提供最佳敏感度的觀測場所。來自太空的資料，像是史匹哲太空望遠鏡、紅外線天文衛星、和紅外線太空天文台(ISO)則能協助填補上面窗口以外的紅外線波段觀測空隙。
