Teorie
Jednotlivé druhy elektromagnetického záření se liší vlnovou délkou a tvoří spektrum elektromagnetického záření.
| Elektromagnetické záření | Vlnová délka | Frekvence (Hz) |
|---|---|---|
| rádiové vlny | 30 km - 1 m | 104 – 3 × 108 |
| mikrovlny | 1 m - 0,03 mm | 3 × 108 - 1013 |
| infračervené záření | 0,3 mm - 790 nm | 1012 – 3,8 × 1014 |
| viditelné světlo | 790 nm - 390 nm | 3,8 × 1014 – 7,7 × 1014 |
| ultrafialové záření | 400 nm - 10 nm | 7,7 × 1014 – 3 × 1016 |
| rentgenové záření | 10 nm - 1 pm | 3 × 1016 – 3 × 1020 |
| gama záření | < 300 pm | > 1018 |
Mezi jednotlivými druhy elektromagnetického záření není ostrá hranice, přechody mezi nimi jsou plynulé nebo se oblasti jednotlivých druhů záření překrývají. Každý druh elektromagnetického záření má určité charakteristické vlastnosti a v astronomii se používá k jiným druhům pozorování.
Rádiová astronomie
Záření v rádiové oblasti objevil zaměstnanec Bellových telefonních laboratoří v Holmdelu Karl Jansky, když zkoumal vliv atmosférických poruch na radiotelefonní spojení mezi oceány na vlnových délkách 10 až 20 metrů, které se projevovalo jako šramot a praskot. Janskyho objev potvrdil v roce 1937 Grote Reber, který na svém dvorku v americkém Wheatonu sestrojil první parabolickou anténu s průměrem 9 m. Na frekvenci 160 MHz se mu podařilo zachytit mimozemské signály. V roce 1941 dokončil první systematickou radiovou mapu oblohy.
Po skončení druhé světové války pak astronomové využili vojenských radarů k pozorování oblohy. Teprve kolem roku 1960 byl k dispozici solidní katalog rádiových zdrojů, který však obsahoval jen několik set objektů. Mezi další významné objevy rádiové astronomie patří rádiové záření Jupiteru (1955), kvasary (1962), reliktní záření, neutronové hvězdy a organické molekuly v mlhovinách (1968), pulsary (1967) apod.
Pro radioastronomii se používají velmi krátké vlny a mikrovlny (vlnové délky v rozpětí několika cm až 10 m). Záření delších vlnových délek k povrchu nedojde, protože jsou pohlceny v ionosféře. Ve výškách od 50 do několika set kilometrů existuje velké množství iontů a elektronů, které dlouhovlnné radiové záření odráží zpět do vesmíru. Tato vrstva funguje i opačně. Zaručuje totiž, že rozhlasové vysílání na dlouhých vlnách neuniká do meziplanetárního prostoru, ale šíří se při povrchu Země.
K příjmu radiových vln z vesmíru se používají radioteleskopy, které se skládají z reflektoru, který má za úkol zachytit co nejvíc vln z určitého směru a soustředit je do ohniska, v němž je umístěná anténa. Mezi největší radiové dalekohledy patří Arecibo, postavený na ostrově Portoriko v roce 1963. Průměr antény je 304 metrů, anténa vyplňuje celé údolí. Povrch tvoří 40 000 hliníkových desek uspořádaných do kulové plochy s poloměrem křivosti 265 metrů. V roce 1997 proběhla kompletní rekonstrukce dalekohledu.
Mikrovlnné záření
Zatím nejdokonalejší mikrovlnnou observatoří je evropská sonda Planck. Navázala na sondy COBE (Cosmic Background Explorer) z roku 1989 a WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) z roku 2001. Sonda Planck byla vypuštěna 14. května 2009 a umístěna v Lagrangeově bodě L2 ve vzdálenosti 1,5 milionu kilometrů od Země (směrem od Slunce). Sonda pořídila obraz vesmíru v rozsahu vlnových délek od 0,3 mm do 10 mm a pořídila záznamy vesmírného prachu, rodících se hvězd a galaxií a reliktního záření. Důležitou součástí sondy je chladící zařízení, které udržuje část sondy odvrácené od Slunce na teplotě 0,1 K. Proto měla sonda omezenou dobu života. V říjnu 2013 byla sonda deaktivována, ale zpracování dat může trvat ještě dalších několik let.
Infračervené záření
Infračervené záření se nejvíce používá ke studiu mezihvězdného prachu, horkých planet a vzdálených galaxií. Největším problémem jsou vodní páry v atmosféře, které infračervené záření pohlcují. Proto se infračervené dalekohledy umísťují co nejvýše v horách a v nejsušších oblastech, např. na vrchol sopky Mauna Kea na Havaji (4200 m), na plošině Chajuantor na severu Chile (observatoř ALMA, 5000 m) nebo v kosmickém prostoru (např. v roce 1983 vypouštěný dalekohled IRAS, jeho nástupce z roku 2003 Spitzer Space Telescope, Herschel Space Observatory z roku 2009 a do budoucnosti se počítá s vypuštěním teleskopu Jamese Webba). Aby vlastní infračervené záření dalekohledu neovlivňovalo měření, jsou infračervené dalekohledy chlazeny tekutým heliem, které se postupně vypařuje a tím omezuje životnost dalekohledu (IRAS – 500 l na 10 měsíců).
Mezi nejdůležitější objevy Spitzerova dalekohledu patří měření infračervené oblasti záření exoplanetárních horkých Jupiterů z roku 2005, objev mladých hvězd, pozorování struktury naší Galaxie i ostatních galaxií.
Viditelné světlo
V roce 1900 byl největším dalekohledem světa přístroj na Yerkesově observatoři ve Spojených státech, který měl průměr 1 m. První místo převzal v roce 1917 2,5metrový zrcadlový dalekohled na Mt. Wilsonu v Kalifornii. Také další dalekohled, kterému patřil na dlouhou dobu velikostní primát, byl postaven v Kalifornii. Byl jím 5metrový Halův reflektor, stojící od roku 1948 na Mt. Palomaru. V šedesátých a sedmdesátých letech byla plánována výstavba mnohých velkých optických přístrojů i radioteleskopů, zvláště na jižní polokouli. Tehdy byl uveden do provozu 6metrový sovětský přístroj na Kavkaze, který ale očekávání nesplnil. Největší současné optické přístroje jsou SALT v Jihoafrické republice, Large Binocular Telescope v USA, Gemini na Havajských ostrovech, GTC na Kanárských ostrovech a třeba čtyři dalekohledy VLT v Chile.
Ultrafialové záření
Zajímavým zdrojem ultrafialového záření jsou hvězdy teplejší než Slunce, jejichž převážná část vyzářené energie leží v oblasti UV. Zemská atmosféra je pro ultrafialové záření neprůhledná, proto je nutné pozorovat až za hranicí zemské atmosféry. Nejprve se k těmto účelům používaly balóny, rakety a v současné době družice – např. OAO 2, Copernicus, IUE, Hubble, GALEX. Postupně se zjistilo, že zdrojem ultrafialového záření jsou i eruptivní hvězdy, dvojhvězdy s probíhající výměnou hmoty, symbiotické proměnné hvězdy, galaxie a kvasary.
Rentgenová astronomie
V roce 1995 odstartovala družice XTE (X-ray Timing Explorer), která byla o rok později přejmenována po Bruno Rossim, průkopníkovi rentgenové astronomie. Poslední data přinesla družice 4. ledna 2012. Fungovala téměř úctyhodných 17 let. Během své práce přišla se stovkami jednotlivých objevů, nejdůležitější se týkají černých děr a neutronových hvězd. Družice potvrdila existenci magnetarů (neutronových hvězd se silným magnetickým polem), unášení prostoročasu v okolí černých děr apod.
V roce 1999 byla vypuštěna držice CHANDRA X-ray Observatory, která dostala jméno na počest indického astronoma Subrahmanyana Chandrasekhara. Jejím úkolem je studium vzdálených objektů – supernov, neutronových hvězd, kvasarů, černých děr apod. – v oblasti rentgenového záření.
Gama astronomie
Velmi důležité informace přináší z vesmíru gama záření. Vzniká všude tam, kde se uvolňuje obrovské množství energie – erupce na Slunci, výbuchy supernov, aktivní jádra galaxií, procesy v blízkosti neutronových hvězd nebo na horizontu černých děr. Studium gama záření může zodpovědět otázky týkající se rozložení antihmoty ve vesmíru a řady dalších exotických otázek struktury a vývoje vesmíru. Ke studiu gama záření ze Slunce byly vypuštěny sondy Wind v roce 1994, Ulysses a sonda RHESSI v roce 2002.
Zajímavým jevem jsou vysokoenegetické krátké záblesky gama, které podle doby trvání můžeme rozdělit na krátké záblesky (doba trvání 0,1 až 1 s) a dlouhé záblesky (doba trvání 2 – 100 s). Dlouhodobé záblesky se poměrně dobře daří detekovat a určovat jejich optické zdroje. Pravděpodobně vznikají při zániku velmi hmotných hvězd (u řady z nich byla prokázána souvislost s výbuchem supernovy). U krátkých záblesků gama podobné vysvětlení zatím neexistuje. Některá mohou mít původ ve splynutí dvou kompaktních objektů. Ke sledování jak záblesků gama, tak i ostatních zdrojů gama záření slouží kosmické sondy - Fermi, (2008), Compton (1991) nebo pozemní laboratoře (H.E.S.S. – Namibie, MAGIC la Palma, VERITAS – USA a CANGAROO Austrálie.
