Det menneskelige øje, er kun følsomt over for lys i den synlige del af det elektromagnetisk spektrum (det er derfor vi kalder det synligt lys). Vi har udviklet os på en planet, hvis atmosfære er transparent for lys i den synlige del af spektret, men er uigennemsigtig for de fleste andre bølgelængder, med undtagelse af radiostråling. Gamma-, røntgen- og UV-stråling, samt det meste af det infrarøde lys der ankommer til Jorden, når ikke overfladen, fordi det helt eller delvist absorberes af ozon, vanddamp, kuldioxid og andre atmosfæriske molekyler. Lys ved disse bølgelængder, skal observeres fra rummet. Den synlige del af spektret, der ikke er blokeret af vores atmosfære, har et ret snævert område af bølgelængder, eller ”vindue”, hvorigennem vi kan se universet. Der er et par andre atmosfæriske vinduer i spektret (se figur 5.23). Det største vindue, er i radiobølgeområdet, herunder mikrobølger ved den kortbølgede ende af radiobølgevinduet.
Radioteleskoper
Karl Jansky (1905-1950), var en ung fysiker der arbejdede for Bell Laboratories, i begyndelsen af 1930’erne, hvor han blev tildelt opgaven med at identificere kilder til støj hos den transatlantiske radiotelefonitjeneste. Han byggede en retningsindstillelig antenne, og snart identificerede han de vigtigste kilder til støj, som nært- og fjerntliggende tordenvejr. Men en kilde forblev et mysterium: en svag, jævn skratten, der steg og faldt en gang, hver 24 timer og 56 minutter. Hvis du husker fra tidligere, er denne tidsperiode den samme, som Jordens rotation i forhold til stjernerne. I 1932 identificerede Jansky denne mystiske kilde. Den var placeret i Mælkevejen, i retning af det galaktiske center i stjernebilledet Skytten. Begejstret for sin opdagelse, sendte Jansky en anmodning om at bygge en stor parabolantenne, eller radioteleskop, for at studere disse signaler i større detalje. Bell Laboratories, afviste dog anmodningen. Jansky, havde jo allerede givet dem den information de havde brug for. Janskys opdagelse, markerede dog ikke desto mindre, radioastronomiens fødsel. Til hans ære, er den grundlæggende enhed for styrken af en radiokilde, kaldt for Jansky (Jy).
I 1937, besluttede den amerikanske radioingeniør og -operatør Grote Reber (1911-2002) sig for, at bygge sit eget radioteleskop. Det bestod af en parabolsk metalplade, 9 meter i diameter, med en radiomodtager monteret i fokus. Med dette instrument, gennemførte Reber den første undersøgelse af himlen ved radiofrekvenser, og han udgav det første radiofrekvenskort over Mælkevejen i 1944. Reber, var i høj grad ansvarlig for de hurtige fremskridt inden for radioastronomi, der skete i perioden efter Anden Verdenskrig.
Radioteleskoper, er et andet uundværligt værktøj for astronomer. Fra vores Solsystem til de fjerneste galakser, låser den altgennemtrængende kraft af radiobølger op for hemmeligheder, der ikke kan ses i de teleskoper der observerer ved de kortere bølgelængder i det synlige og det infrarøde område. Kig på figur 5.23 og læg mærke til de brede radiobølgevindue, der er i Jordens atmosfære. Det dækker bølgelængder som spænder hele vejen fra omkring en centimeter, og helt op til 10 meter. Denne egenskab til at passere gennem vores atmosfære, er også den egenskab der giver os mulighed for at kigge gennem de umådelige mængder af gas og støv, der findes i mange galakser. De fleste radioteleskoper, er store styrbare paraboler, typisk omkring 10 meter i diameter, som det vist i figur 5.24a. Verdens største enkelt parabolradioteleskop, er den 305 meter store Arecibo parabol, der er bygget i en naturlig skålformet fordybning i Puerto Rico (figur 5.24b) (et 500 meter stort enkelt parabolradioteleskop, med et lignende design, er under opførelse i Kina). Denne enorme struktur, er alt for stor til at kunne styre. Arecibo kan kun observere de radiokilder, der passerer inden for 20º af zenit, efterhånden som Jordens rotation bringer kilderne forbi.
Så store som radioteleskoper er, har de en relativt ringe vinkelopløsning. Husk på, at et teleskops vinkelopløsning, bestemmes af forholdet λ/D, hvor er bølgelængden af den elektromagnetiske stråling og er teleskopets åbning. Et større forhold, betyder dårligere vinkelopløsning. Radioteleskoper, har en diameter der er meget større end åbningerne i de fleste optiske teleskoper, og det hjælper. Men radiobølgers bølgelængder, er typisk flere hundrede tusinde gange større end synligt lys’ bølgelængder, og det gør ondt værre. Radioteleskoper er således hæmmet af de meget lange bølgelængder, som de er designet til at skulle modtage. For eksempel er vinkelopløsningen for det enorme Arecibo radioteleskop i figur 5.24b, typisk omkring 1 bueminut, og dermed ikke bedre end det blotte øje. Så radioastronomer har måttet udvikle deres egen værktøjskasse af tricks, og et af de mest begavede, er interferometeret.
Husk tilbage på diskussionen om interferens i Grundlæggende viden 5.2. Matematisk kombination af signalerne fra to radioteleskoper gør, at de opfører sig som et teleskop med en diameter svarende til afstanden mellem dem. For eksempel, hvis to 10-meter radioteleskoper ligger 1.000 meter fra hinanden, er D i λ/D lig med 1.000, ikke 10. Et sådan arrangement, kaldes et interferometer, fordi det gør brug af elektromagnetisk strålings bølgelignende egenskaber, hvor signalerne fra de enkelte teleskoper, konstruktivt interfererer med hinanden. Normalt anvendes flere teleskoper, i et arrangement der kaldes et interferometrisk array. Ved at bruge meget store arrays, kan radioastronomer opnå og overskride den vinkelopløsning der kan opnås af deres kollegaer der bruger optiske kikkerter.
Et af de større radio interterometriske arrays, er Very Large Array (VLA) i New Mexico (se figur 5.25). VLA består af 27 individuelle, bevægelige paraboler, spredt ud i en Y-formet konfiguration der er op til 36 KM på tværs. Ved en bølgelængde på 10 centimeter, kan dette array opnå vinkelopløsninger på mindre end 1 buesekund. Very Long Baseline Array (VLBA), involverer 10 radioteleskoper, spredt ud over mere end 8.000 km, fra Virgin Islands i Caribien til Hawaii i Stillehavet. Ved en bølgelængde på 10 cm, kan dette array opnå vinkelopløsninger der er bedre end 0,003 buesekunder. Et Radioteleskop, der sættes i nær-Jordkredsløb, som en det af et Space Very Long Baseline Interferometer (SVLBI) overgår selv denne grænse. Fremtidige SVLBI projekter vil udvide spændvidden til så meget som 100.000 km, hvilket giver vinkelopløsninger der langt overstiger noget eksisterende optisk teleskop. Det russiske RadioAstron observatorium, som blev opsendt i 2001, samarbejder med jordbaserede radioteleskoper på denne måde.
Optiske teleskoper, kan også samles for at give vinkelopløsninger der er højere end hos det enkelte teleskop, selv om disse af tekniske grunde ikke kan placeres så langt fra hinanden som radioteleskoper kan. Very Large Telescope Interferometer (VLTI), der drives af det Europæiske Syd Observatorium (ESO) i Chile, kombinerer de fire VLT 8-meter teleskoper (se figur 5.26) med fire bevægelige 1,8-meter hjælpeteleskoper. Det har en baseline på op til 200 meter, hvilket giver vinkelopløsninger i millibuesekund området.
Et nyere interferometer, Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array (ALMA), åbnede fornyligt i Atacama ørkenen i Chile, og er placeret i en højde af 5.000 meter. Dette projekt, der er et internationalt samarbejde mellem astronomer fra Europa, Nordamerika, Østasien og Chile, består af 66 12-meter og 7-meter paraboler, og designet til observationer i 0,3 til 9,6 mm bølgelængdeområdet.
Infrarøde teleskoper
Molekyler, som for eksempel vanddamp i Jordens atmosfære, blokerer infrarøde (IR) fotoner, så de ikke kan nå astronomiske observatorier på jorden, så teleskoper der observerer i det infrarøde vindue (0,75-30 µm) – som det afbilledet i figur 5.23 – ligger på det højeste placeringer for observatorier. Mauna Kea, en hvilende vulkan og hjemsted for Mauna Kea observatoriet (MKO), rejser sig 4.200 meter over Stillehavet. I denne højde, er MKO teleskoper placeret oppe over 40% af Jordens atmosfære; men mere vigtigt, 90% af Jordens atmosfæriske vanddamp, er placeret længere nede i atmosfæren. Men for en astronom der studerer det infrarøde univers, er 10% stadig generende.
En måde at løse problemet med vanddamp, er at anvende højtflyvende fly. NASAs Kuiper Airborne Observatory (KAO), et modificeret C-141 fragtfly, er blevet udstyret med et 90-cm teleskop, og var blandt de første af disse luftbårne observatorier. Det fløj i en højde af 12-14 km, og er dermed højere oppe end 98% af Jordens atmosfæriske vanddamp. NASA pensionerede KAO i 1995 og erstattede det i 2010 med Stratopheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA), et fælles projekt med det tyste Aerospace Center (DLR). SOFIA, er et modificeret Boeing 747 fly, med bred krop, og er blevet udstyret med et 2,5-meter teleskop. Det arbejder i fjern-infrarødområdet af spektret, fra omkring 1 til 650 µm. Det flyver oppe i stratosfæren i en højde på cirka 12 km og har dermed over 99% af den atmosfæriske vanddamp under sig (se figur 5.27). Fordi flyvemaskiner, i sagens natur, er meget mobile, kan SOFIA observere på både den nordlige og den sydlige halvkugle.
