Literatura a odkazy:

[X1] National Aeronautics and Space Administration.

[1] Martin Šolc, Jiří Švestka, Vladimír Vanýsek: Fyzika hvězd a vesmíru. Státní pedagogické nakl., Praha 1983.

[N1]  Hubbleův vesmírný dalekohled. Natura 4/1998.

Veškeré astronomické informace o vesmíru víme jen díky elektromagnetickému záření. Elektromagnetické záření lze popsat jako elektromagnetické vlnění nebo jako proud fotonů, které se pohybují rychlostí světla a nesou jisté množství energie. Jediným rozdílem mezi různými typy záření je energie, která určuje frekvenci a vlnovou délku záření. Radiové vlny o velmi dlouhé vlnové délce a nízké frekvenci mají fotony o nízké energii. Vyšší energii mají mikrovlny, ještě vyšší energii má infračervené záření a dále viditelné, ultrafialové, roentgenovo a gama záření o velmi krátké vlnové délce a velmi vysoké frekvenci.

Velmi důležitou vlastností elektromagnetického záření je skutečnost, že se chová jako vlna a současně jako částice. Hovoříme o vlnové a částicové dualitě světla. Záření o nízké energii se chová spíše jako vlny, zatímco záření o vysoké energii se chová spíše jako částice. Tento rozdíl je podstatný při konstrukci detektorů jednotlivých typů záření.

Elektromagnetické spektrum lze popsat pomocí energie E, vlnové délky l  nebo frekvence n. Mezi frekvencí a vlnovou délkou platí vztah
 

l = c /n

kde c je rychlost světla ve vakuu. Energie elektromagnetického záření je úměrná jeho frekvenci
 

E = hn

kde h je Planckova konstanta. Připomeňme, že rychlost světla ve vakuu je rovna 299792,458 m/s a Planckova konstanta je rovna 6,626.10^-34 J.s.

V únoru 1997 byla v rámci japonského programu vesmírných observatoří vypuštěna sonda pro radiovou interferometrii VLBI (the Very Long Baseline Interferometry). V roce 1998 byla vypuštěna ruská sonda RADIOASTRON. NASA podporovala obě mise svým pozemním radiodalekohledem Deep Space Network.

Radiové vlny od vlnové délky asi 100 metrů (frekvence asi 1 MHz) do vlnové délky asi 0,01 metrů (frekvence 10¹⁰ Hz) pronikají zemskou atmosférou bez výraznějšího omezení. Vesmírné radiové observatoře však významně doplňují pozorování pozemních radiových dalekohledů.

Jednou ze speciálních metod používaných v radioastronomii je interferometrie. Jejím principem je skládání (interference) vlnění směšovačem ze dvou od sebe vzdálených detektorů záření. Čím větší je vzdálenost detektorů, tím lepšího rozlišení lze dosáhnout. Soustava radiodalekohledů proto může odhalit značné podrobnosti. Takovou soustavou je zařízení VLBA (the Very Large Baseline Array), které se skládá z deseti radiodalekohledů rozmístěných mezi Havajskými ostrovy a Portorikem. Jejich vzdálenost odpovídá asi třetině délky oblouku na povrchu Země. Umístěním radiodalekohledu na oběžné dráze lze tuto vzdálenost zvětšit až na průměr Země.

V létě 2001 byla vypuštěna sonda pro výzkum mikrovlnné anisotropie MAP (the Microwave Anisotropy Probe). Tato sonda měří teplotu fluktuací kosmického mikrovlnného pozadí celé oblohy. Jejím účelem bylo zodpovědět některé zásadní otázky:

• Jaká je hodnota kosmologických parametrů teorie velkého třesku?
• Jaká je velkoprostorová struktura kup galaxií a vesmíru?
• Kdy vznikly první struktury galaxií?

Vesmír je zdrojem mikrovlnného záření, které k nám přichází ze všech směrů. Toto záření se označuje jako kosmické mikrovlnné pozadí. Vědci jsou přesvědčeni, že toto pozadí je pozůstatkem velkého třesku. Na počátku byl vesmír velmi malý, hustý a horký. Velkým třeskem se začal rozpínat a chladnout a během miliard let se ochladil na současnou teplotu 2,7 Kelvina, které odpovídá mikrovlnné záření jako pozůstatek velkého třesku.

Sonda COBE provedla mapování celého mikrovlnného pozadí a odhalila malé rozdíly teploty v různých směrech. Astronomové mají několik teorií o počátcích vývoje vesmíru. Tyto teorie také předpovídají, jak by mikrovlnné pozadí mělo vypadat. Velmi přesná měření sondy COBE proto většinu těchto teorií vyvrátila.

Největší observatoří v infračerveném spektru je ISO (Infrared Space Observatory), která byla vypuštěna v listopadu 1995 Evropskou agenturou pro vesmír ESA (the European Space Agency). Tato sonda je geostacionární a proto je v trvalém radiovém spojení s pozemními řídícími stanicemi, které zaznamenávají získaná měření. Sonda ISO pracuje v infračerveném pásmu 2,5 až 240 mikronů.

V srpnu 2003 Národní úřad pro letectví a vesmír NASA vypustil sondu s infračerveným dalekohledem SIRTF (the Space Infrared Telescope Facility), která využívá pasivní chladící systém, tedy vlastní teplo vyzařuje do okolí a nepoužívá aktivní chladící soustavu jako většina jiných infračervených observatoří. Proto se očekává její vyšší spolehlivost a delší doba životnosti. Tato sonda se pohybuje ve větší vzdálenosti od Země, která vyzařuje značné množství tepla do vesmíru a tím zkresluje měřené údaje infračervených observatoří.

Dalším infračerveným přístrojem je stratosférická observatoř pro infračervenou astronomii SOFIA (the Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy). Velký infračervený dalekohled je nesen na palubě letadla Boeing 747 v dostatečné výšce nad zemí, kde již není infračervené záření rozptylováno zemskou atmosférou. Tento dalekohled nahradil observatoř Kuiper Airborne Observatory.

Jedinou observatoří ve viditelném spektru na oběžné dráze Země je Hubbleův vesmírný dalekohled HST (the Hubble Space Telescope) [N1], který výrazně rozšířil možnosti pozorování pozemních observatoří.

Hubbleův vesmírný dalekohled se pohybuje nad zemskou atmosférou a proto jeho pozorování nejsou zkreslena rozptylem světla v atmosféře (atmosférickou extinkcí). Pozorování pozemního dalekohledu by byla naprosto přesná, pokud by teplota vzduchu byla stejná jako teplota dalekohledu a pokud by nevanul žádný vítr nebo pokud by měl všude stejnou a neměnnou rychlost. V atmosféře však existují malé rozdíly teplot, změny směru a rychlosti větru, změny tlaku. K rozptylu světla v atmosféře přispívají mikroskopické kapénky vody. Světlo procházející atmosférou Země se proto nepravidelně rozptyluje. Paprsky přicházející ze stejného směru nejsou zcela rovnoběžné. Účinky pohybu vzduchu můžeme pozorovat nad horkým povrchem silnice. Působení atmosféry Země omezuje rozlišovací schopnost pozemních dalekohledů. Za atmosféricky příznivých nocí v observatořích vysoko v horách lze působení atmosféry výrazně omezit, ale nikdy vyloučit. Hubbleův vesmírný dalekohled není působením atmosféry ovlivněn a proto nutně dosahuje několikanásobně vyšší rozlišovací schopnosti než nejlepší pozemní dalekohledy za nejpříznivějších podmínek.

Další výhodou vesmírných dalekohledů je možnost pozorovat záření mimo viditelné spektrum. Vesmírný dalekohled umožňuje pozorovat také ultrafialové záření, které je atmosférou Země pohlcováno.

V současné době na oběžné dráze Země není žádná observatoř v ultrafialovém spektru. Hubbleův vesmírný dalekohled je sice schopen provádět pozorování v ultrafialovém spektru, avšak má velmi malé zorné pole. Až do září 1996 byla na oběžné dráze sonda IEU (the International Ultraviolet Explorer), která prováděla pozorování v ultrafialovém spektru. Tato sonda nešťastnou náhodou ukončila provoz. Její životnost však překonala veškerá očekávání. Sonda byla vypuštěna v lednu 1978 a její provoz byl plánován na tři roky. Sonda fungovala podobně jako pozemní observatoř. Pozemní operátor mohl sondě zasílat příkazy k pozorování a získaná data byla okamžitě zasílána ke zpracování. Ultrafialový dalekohled se kromě speciálních filtrů podobá optickému dalekohledu.

Na oběžnou dráhu Země budou americkým raketoplánem vyneseny tři ultrafialové dalekohledy označované jako Astro UV. Tyto dalekohledy mají široké zorné pole a mohou proto pořizovat snímky větších objektů jako jsou galaxie. Dalekohledy Astro UV lze také využít pro pozorování blízkých objektů jako jsou komety. Na rozdíl od optických dalekohledů ultrafialové dalekohledy mohou pozorovat celou kometu včetně jejího jádra.

V současné době jsou na oběžné dráze Země dvě observatoře pro pozorování v extrémním ultrafialovém spektru. Jednou z nich je vůbec první observatoř tohoto typu EUVE (the Extreme Ultraviolet Explorer). Astronomové dlouhou dobu váhali pozorovat vesmír v extrémně ultrafialovém spektru. Podle všech teorií mezihvězdné prostředí (plyn a prach mezi hvězdami) toto záření pohlcuje. Observatoř EUVE však prokázala, že Sluneční soustava je obklopena místním mezihvězdným prostředím. Oblast kolem Slunce obsahuje poměrně málo plynu a prachu. Proto observatoř EUVE je schopna pozorovat objekty na mnohem větší vzdálenosti, než teorie dosud předpovídaly.

Další vesmírnou observatoří pro pozorování v extrémním ultrafialovém spektru je ALEXIS (the Array of Low Energy X-Ray Imaging Sensors). Přestože její jméno naznačuje, že jde především o roentgenovou observatoř, rozsah detekovaných energií umožňuje, aby observatoř ALEXIS prováděla pozorování také v extrémním ultrafialovém spektru. Observatoř ALEXIS byla vypuštěna 25. dubna 1993 raketou Pegasus. Během letu na oběžnou dráhu však došlo k poškození závěsu jednoho ze slunečních panelů. Observatoř poškození přečkala a panel zůstal spojen ze sondou elektrickými kabely. ALEXIS rotuje kolem osy, která směřuje přibližně ke Slunci. Observatoř poskytuje denní mapu oblohy, která se používá ke studiu difúze roentgenového záření, monitoruje jasnost známých objektů v extrémním ultrafialovém spektru a vyhledává nové objekty.

V současné době se na oběžné dráze Země pohybuje několik roentgenových observatoří. Observatoř RXTE (the Rossi X-Ray Timing Explorer) byla vypuštěna 30. prosince 1995. Observatoř provádí přesná časová měření roentgenových objektů, zejména těch, jejichž perioda emisí roentgenového záření je velmi krátká. Takovými objekty jsou některé soustavy neutronových hvězd a pulsary.

Další roentgenovou observatoří je ROSAT, která je společným projektem Spojených států amerických, Spolkové republiky Německo a Velké Británie. Společným projektem Spojených států a Japonska je observatoř ASCA (the Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics). Další observatoří byl astrofyzikální modul Kvant, který byl připojen k ruské orbitální stanici Mir. V březnu 2001 bylo rozhodnuto stanici Mir stáhnout z oběžné dráhy. 23. března 2001 byla sonda navedena do atmosféry, kde ve výšce 70 až 90 km nad povrchem její větší část shořela a zbytky sondy Mir dopadly do vymezené Tichého oceánu. Dalšími observatořemi pro výzkum v roentgenovém spektru byly Beppo SAX a italský satelit.

V polovině roku 1999 Úřad pro letectví a vesmír NASA vypustil observatoř CXO (Chandra X-Ray Observatory).

V dubnu 1991 byla raketoplánem vynesena na oběžnou dráhu observatoř CGRO (the Compton Gamma-Ray Observatory). Přístroje observatoře umožňují pozorovat oblohu v gama spektru včetně studia zdrojů výtrysků gama záření, monitorování slunečních erupcí a dalších astrofyzikálních jevů o vysoké energii. Zcela neočekávaným objevem bylo pozorování gama záření přicházející ze Země z vrcholů bouřkových oblačných systémů. Příčina tohoto jevu není dosud objasněna. Zřejmě souvisí s tím, že některé blesky směřují z vrcholů bouřkové oblačnosti do svrchní stratosféry.

Ruská observatoř Granat vyčerpala palivo pro své řízení. Poslední manévr byl proveden tak, aby bylo možno trvale sledovat určitou oblast oblohy.

Další observatoří pro výzkum gama záření je SWIFT, která studuje výtrysky gama záření a je schopna do směru detekovaného výtrysku rychle zaměřit detektory v blízkém roentgenovém spektru a v optickém spektru. Vesmírný dalekohled GLAST (the Gamma-Ray Large Area Space Telescope) je schopen sledovat dvakrát větší zorné pole než observatoř CGRO a její citlivost je asi 50 krát vyšší než citlivost přístroje EGRET observatoře CGRO. Observatoř GLAST studuje různé gama objekty, včetně pulsarů, černých děr, aktivních jader galaxií, difúzní emise gama záření a výtrysků gama záření.

Společný americko-ruská observatoř Spectrum X-Gamma by měla provádět souběžná pozorování v roentgenovém a gama spektru.