Astronomia odkrywa tajemnice Wszechświata

Wstęp

Pamiątki starożytnej astronomii europejskiej:

wyżej dysk z Nebry, około 2000 r. p.n.e. — dysk z brązu przedstawiający ciała niebieskie, odkryty w 1999 r. w Niemczech,

niżej fragment mechanizmu z Antikythery — mechanicznego przyrządu do obliczania pozycji ciał niebieskich, odkrytego we wraku starożytnego okrętu u wybrzeży greckiej wyspy Antikythery, datowanego na II w p.n.e.

Astronomia to najstarsza nauka świata. Niektóre nasze obecne miary czasu, jak np. godzina = 60 minut, minuta = 60 sekund, pochodzą od astronomów Babilonu, czyli mają swoje źródło przeszło 4000 lat temu. Pozostały także budowle astronomiczne z tych dawnych czasów: Stonehenge w Anglii, New Grange w Irlandii. W Ameryce i w Indiach też znajdziemy dokumenty wczesnej astronomii. Niedawno przypadkowe odkrycie tarczy Nebra w Niemczech pokazuje nam wysoki poziom techniczny starożytnej astronomii. Także mechanizm z Antikythery, znaleziony przez nurków, poszukiwaczy gąbek w Grecji, w roku 1902, ale pewnie pochodzący z lat ~150 p.n.e., jest dowodem istnienia już wtedy „nowoczesnych” instrumentów do pomiarów astronomicznych.

Wielki postęp w astronomii zawdzięczamy Grecji. Grecy nie tylko obserwowali, jak w Babilonii albo w Egipcie, ale zaczęli stawiać pytania na temat naszego Wszechświata. Różne szkoły nauki Platona czy Arystotelesa przedstawiały teorie rozwoju świata. Dyskusja o budowie świata doprowadziła Arystarcha z wyspy Samos około roku 300 p.n.e. do propozycji, że nie Ziemia, ale Słońce jest środkiem świata. Ten pomysł nie został przyjęty przez grono filozofów greckich. Grecja zbudowała podstawy astronomii w Aleksandrii. Ptolemeusz z Aleksandrii (w tych czasach miasto greckie) był autorytetem astronomii przez setki lat, wymyślając skomplikowane epicykle do wytłumaczenia biegów planet, ale Ziemia pozostała w tym systemie dalej środkiem świata. Jego „Almagest”, zbiór obserwacji astronomicznych, był podstawą myślenia i nauki aż do przełomu kopernikańskiego.

Mikołaj Kopernik, syn Torunia i Uniwersytetu Jagiellońskiego, otworzył nową erę astronomii. Od tego czasu obserwacja i teoria szły razem, aby objaśnić bieg planet albo zaćmienia Słońca i Księżyca. Wielcy astronomowie tych czasów to Tycho Brahe, Galileo Galilei i Johannes Kepler. Galileo Galilei pokazał nam, jak ważny jest rozwój instrumentów astronomicznych; jego mały teleskop odkrył cztery księżyca Jowisza. Odkrycie to przyniosło mu niemałe kłopoty. Później wielkiego postępu dokonał Isaac Newton, którego teoria grawitacji dalej jest podstawą naszego obecnego życia.

W następnych latach nastąpił szybki rozwój instrumentów — wielkie nowe teleskopy zbudowali znani astronomowie — Friedrich Herschel, Charles Messier albo lord Rosse. Obserwacje południowej półkuli uzupełniły dotychczasowe badania i pozwoliły na stworzenie katalogów gwiazd i mgławic całego nieba. Pod koniec XIX stulecia zostały zbudowane nowe obserwatoria w Kalifornii — wielkie teleskopy stanęły na górach z przepięknym widokiem nieba. Oprócz tego rozwój spektroskopii dał astronomom nowe możliwości obserwacyjne. Używając 100-calowego teleskopu Hookera, Edwin Hubble pokazał, że mgławica Andromeda jest systemem pozagalaktycznym i że inne galaktyki podlegają prawu ucieczki. Badania te dały początek nowej kosmologii, zaś budowa 5-metrowego teleskopu na Mt. Palomar w 1948 r. kończyła pewną erę astronomii.

Jednocześnie od wielu lat wiadomo, że nasze „okno optyczne”, dzięki któremu ludzkość poznała Wszechświat, to jedynie wąskie pasmo zanurzone w olbrzymim ciągu fal elektromagnetycznych. Nowa astronomia rozwinęła się właśnie w tych „innych” obszarach fal.

Nowa astronomia — radioastronomia

Rys. 1. Widmo fal elektromagne­tycznych a przepuszczalność atmosfery ziemskiej. Effelsberg, MRT oraz HHT odnoszą się odpowiednio do pasm radiowych, w których prowadzą obserwacje: stumetrowy radioteleskop w Effelsbergu, Millimeter Radio Telescope w Pico Veleta oraz Heinrich Hertz Telescope na Mount Graham w Arizonie

W roku 1932 Karl Jansky, inżynier Bell Telephone Laboratories, przeprowadzał obserwacje zakłóceń systemów radiotelegraficznych. Oprócz zakłóceń od blisko jadących aut albo dalekich burz wykrył dodatkowy szum (hissing noise), który pojawiał się co dzień z różnicą 4 min. Jansky zdał sobie sprawę, że musi to być sygnał spoza Ziemi. Jego odkrycie spotkało się z wielką uwagą w codziennej prasie, ale nie dotarło do grona astronomów. Nawet następny „radioastronom”, Grote Reber, miał wielkie trudności, aby swe prace opublikować w czasopiśmie astronomicznym. Dopiero w 1944 r. został opublikowany pierwszy przegląd nieba na falach radiowych. Pokazał on, że najsilniejszy sygnał z centrum naszej Drogi Mlecznej był o przeszło 30° przesunięty od ustalonego wówczas, na podstawie optycznych obserwacji gwiazd, centrum naszej Galaktyki. Radioastronomia okazała się „motorem” rozwoju astronomii w następnych latach. Dziś wiemy, że w badaniach Kosmosu trzeba wziąć pod uwagę całe spektrum fal elektromagnetycznych: od długich fal radiowych, poprzez fale centymetrowe, milimetrowe przechodzące do podczerwieni, bardzo wąskie pasmo fal optycznych, aż do fal ultrafioletowych, rentgenowskich, kończąc na szerokim zakresie fal gamma i pojedynczych cząstkach energetycznych.

Radioastronomia

Rys. 2. Przeglądy radiowe nieba — natężenie promieniowania radiowego w okolicach 1420 MHz oraz natężenie promieniowania spolaryzowanego w tym samym zakresie (dla pierwszego rysunku nie ma, niestety, skali natężeń, wiadomo tylko, że czerwony kolor odpowiada największemu natężeniu a czarny najmniejszemu).

Pierwsze obserwacje radioastronomiczne przeprowadzano na falach metrowych. Już w roku 1946 było wiadomo, że Droga Mleczna i Słońce emitują fale radiowe, ale odkryto także inne źródła radiowe, nieznanego pochodzenia. Grupy pracujące w tej dziedzinie w Anglii i w Australii szybko zidentyfikowały te dziwne źródła radiowe z obiektami znanymi z zakresu optycznego, takimi jak pozostałości po wybuchu gwiazd (Crab A, Cassiopea A), galaktyka z dżetem (Virgo A) albo wielka galaktyka radiowa (Centaurus A). W toczonych wówczas dyskusjach zwracano uwagę, że odkrycie setek takich źródeł pozwoli na weryfikację uznanych w tych czasach teorii kosmologicznych. Oprócz obserwacji trwała też dyskusja o pochodzeniu tych emisji radiowych. Natężenie w zakresie radiowym opadało wraz z częstotliwością, czyli musiał zachodzić tam jakiś proces nietermiczny. Już w latach 50. XX w. zgadzano się, że emisje radiowe na falach metrowych pochodzą z regionów w Galaktyce, gdzie istnieją pola magnetyczne i relatywistyczne cząstki. Natomiast na krótszych falach radiowych widzimy emisje termiczne z ciepłych regionów gazu międzygwiazdowego.

Liczenie źródeł radiowych i odkrycie kwazarów

Rys. 3. Fragment jednego z pierwszych instrumentów radioastronomicznych wykorzystujących syntezę apertury (Mullard Radio Astronomy Observatory, Cambridge), przy pomocy którego stworzono katalog 4C zawierający informacje o około 5000 radioźródłach — pomiary przeprowadzono na częstotliwości 178 MHz

W Cambridge i w Sydney zaczął się rozwój nowych technik radioastronomicznych do pomiarów źródeł radiowych. Rozdzielczość pojedynczych anten była za mała, aby stworzyć wielkie katalogi źródeł radiowych. Szczególnie w Cambridge prof. sir Martin Ryle rozwijał nowe metody interferometrii, które pozwoliły na powstanie całej serii katalogów. Najsłynniejszy z nich, katalog 3C, przez następne lata był podstawą wielu innych badań. W Australii został zbudowany Krzyż Millsa (Mills Cross, były to dwa skrzyżowane szeregi anten), który później został skopiowany w wielu obserwatoriach na całym świecie. Niektóre źródła w katalogach zostały zidentyfikowane z obiektami znanymi z obserwacji optycznych, ale wiele pozostawało niezidentyfikowanych. Dokładne pomiary pozycji niektórych z tych źródeł oraz optyczna spektroskopia ujawniły ich dziwną naturę — tak odkryto kwazary (quasi stellar sources) — bardzo odległe obiekty o bardzo wysokiej jasności. Dopiero po wielu latach została wyjaśniona i przyjęta teoria świecenia tych źródeł. Liczenie źródeł radiowych wraz z mierzeniem ich jasności przez wiele lat stanowiło źródło dyskusji kosmologicznych. Za rozwój metod obserwacyjnych, szczególnie metody syntezy apertury (aperture synthesis), które dały tak wielkie postępy w naszym zrozumieniu Wszechświata profesor sir Martin Ryle otrzymał Nagrodę Nobla w roku 1974.

Spektroskopia radiowa

Już w roku 1944 Henk van de Hulst przepowiedział istnienie linii neutralnego wodoru HI na falach radiowych o częstości f ~ 1420,405 MHz (21 cm). Tę linię odkryli w 1950 r. H. Ewen i E. Purcell, pracujący na Uniwersytecie Harvarda. Grupy radioastronomów w Holandii i w Australii połączyły siły i w szybkim czasie przedstawiły model naszej Drogi Mlecznej na podstawie obserwacji linii HI. Położenie centrum Drogi Mlecznej zgadzało się z tym, które proponował Grote Reber wiele lat wcześniej, na podstawie radiowej mapy nieba. Wreszcie Międzynarodowa Unia Astronomiczna uznała te wyniki radiowe za podstawę nowego systemu współrzędnych galaktycznych. Dalsze odkrycia nowych linii molekularnych na częstościach radiowych zostały opublikowane w następnych latach. Najpierw były to prostsze molekuły, takie jak OH, H₂O, NH₄. Rozwój radioastronomii sięgający fal milimetrowych dał nam dostęp do wielu innych linii molekularnych. Ważnym odkryciem były linie CO, zostały również odkryte linie cząstek wieloatomowych. Analizując widma, rozpoznajemy setki linii, w tym różne alkohole, cyjanki, a także związki organiczne jak aminoacetonitryl.1 W wielu obłokach molekularnych w Drodze Mlecznej obserwujemy związki chemiczne stanowiące podstawę całego naszego życia. Potrafimy również rozróżnić linie różnych izotopów, co pozwala na pomiar temperatur w obłokach molekularnych. Spektroskopia radiowa stanowi bardzo ważny instrument do odkrywania tajemnic Wszechświata.

Pola magnetyczne

Rys. 4. Pole magnetyczne galaktyki M51

Pola magnetyczne były znane na Ziemi od starożytności. Obserwacje efektu Zeemana przez E. Hale'a w roku 1904 pokazały, że pola magnetyczne są związane z plamami słonecznymi. Dalsze obserwacje dostarczyły informacji o istnieniu pól magnetycznych w specjalnych gwiazdach. Istnienie pola magnetycznego w gwiazdach było przewidziane przez teorie, ponieważ emisje radiowe na długich falach powstają właśnie w obszarach pól magnetycznych. Pierwsze takie wskazówki dały obserwacje polaryzacji promieniowania w mgławicy Crab A w 1957 r. Dalszym krokiem w tym kierunku były obserwacje polaryzacji Drogi Mlecznej z roku 1962, wykonane w Cambridge przez autora tego artykułu. Obecność pól magnetycznych została potwierdzona w licznych źródłach radiowych, w dżetach radiogalaktyk itd. Pola magnetyczne spotykamy wszędzie we Wszechświecie, ale ich źródło i pochodzenie nadal stanowią dla astronomów zagadkę.

Pierwotne promieniowanie kosmiczne (CMB)

Rys. 5. Mapa fluktuacji Kosmicznego Promieniowania Tła uzyskana przez satelitę WMAP — skala liniowa od –200 do 200 mikrokelwinów

Pierwsze transmisje telefoniczne przez Atlantyk, przy użyciu satelity Echo 1, zostały przeprowadzone w roku 1960. Olbrzymi metalizowany balon refleksyjny umożliwił rozmowę między USA z jednej strony a Francją i Anglią po naszej stronie Atlantyku. W Holmdel (New Jersey, USA), w Bell Telephone Laboratories, zbudowano dość dziwną antenę: 20-stopowy reflektor rogowy. Ten typ anteny daje dobry rozkład kierunkowy i przez to przydaje się do absolutnej kalibracji natężenia. Tą kalibracją zajęli się Arno Penzias i Robert Wilson. Ich praca dała znacznie większy efekt — w 1964 r. Penzias i Wilson odkryli pierwotne promieniowanie kosmiczne (CMB — Cosmic Microwave Background). Istnienie promieniowania tła przewidywała wcześniej teoria big bangu. Za to odkrycie w roku 1978 przyznano obu naukowcom Nagrodę Nobla. Ważność tego rezultatu można ocenić faktem, że Nagroda Nobla w roku 2006 przypadła G. Smootowi i J. Matherowi, astrofizykom stojącym na czele zespołu kierującego pracami satelity COBE, dzięki któremu potwierdzono naturę CMB i odkryto w nim minimalne niejednorodności, które przewidywała teoria jako odzwierciedlenie zaczątków pierwszych struktur.

Pulsary

Rys. 6. Analogowy zapis sygnału pierwszego pulsara zaobserwowanego przez Anthony Hewisha i Jocelyn Bell (CP 1919 — obecnie PSR 1919+21)

Obserwacja scyntylacji źródeł radiowych w ośrodku międzygwiazdowym dała niezwykłe wyniki. W Cambridge, w Anglii, zbudowano w 1964 r. teleskop do przeglądu źródeł radiowych na niskich częstotliwościach. Pod koniec roku 1967 studentka profesora Antoniego Hewisha, Jocelyn Bell, obserwowała dziwne sygnały, jakby sygnały Morse'a, które przychodziły z czterema minutami różnicy na dobę. Czyli był to sygnał astronomiczny, pozaziemski. W lutym 1968 r. bomba wybuchła — znaleziono genialne wyjaśnienie — owe sygnały można było najlepiej wytłumaczyć jako pochodzące z gwiazdy neutronowej, obiektu przewidzianego przez teorię, ale nigdy nie obserwowanego. Częstotliwość pulsów (0,001 s — 6 s) pochodzi z obrotu gwiazdy, która posiada silne dipolowe pole magnetyczne. Często opisuje się pulsar jako latarnię radiową (na wzór latarni morskiej). Za to odkrycie, ale też za współpracę przy rozwoju metody syntezy apertury z Martinem Rylem, Anthony Hewish otrzymał Nagrodę Nobla w roku 1974.

Rys. 7. Skumulowana w czasie zmiana momentu przejścia przez periastron dla podwójnego pulsara B1913+16, wynikająca z wypromieniowywania przez układ fal grawitacyjnych. Linia ciągła odpowiada przewidywaniom OTW, punkty obserwacjom

Odkrycie pulsarów było wielkim przełomem nie tylko w radioastronomii, ale również dało wkład w rozwój podstaw fizyki. Już w latach 30. XX w. teoria przewidywała istnienie gwiazd neutronowych, ale teraz bezpośrednie obserwacje dawały wgląd w obszary o bardzo wysokiej gęstości materii. Następne ważne osiągnięcie to odkrycie w 1974 r. układu podwójnego PSR 1913+16 (układ pulsar i gwiazda neutronowa), za które Joe Taylor i Russel Hulse zostali wyróżnieni Nagrodą Nobla w roku 1993. Następnym odkryciem w dziedzinie pulsarów były obiekty milisekundowe. Parę lat temu został odkryty podwójny układ pulsar–pulsar. Mamy nadzieję, że dzięki tym obiektom zostaną sprawdzone obserwacyjnie przewidywania teorii fal grawitacyjnych. Pulsary są również uznawane za najlepsze zegary Wszechświata.

Ciemna materia

Już w 1937 r. Fritz Zwicky stwierdził, że aby wytłumaczyć ruchy pojedynczych obiektów w gromadach galaktyk, musi istnieć dodatkowa ciemna materia. Radioastronomia umożliwiła nam zmierzenie prędkości rotacji poszczególnych galaktyk. Krzywe rotacji (przedstawiające zmianę prędkości rotacji wraz z rosnącą odległością od centrum galaktyki), wyznaczone na podstawie obserwacji linii HI i CO przedstawiały układy, które nie spełniały praw Keplera. Problem krzywych rotacji objawił się wyraźnie w analizach danych przeprowadzonych bardzo starannie w latach 70. XX w. przez Verę Rubin. Problem znikał, gdy założono obecność dodatkowej ciemnej materii. Rezultaty badań promieniowania tła dały nam niezwykłą informację: widzimy jedynie ~5% Wszechświata — reszta jest w formie ciemnej materii (~25%) i ciemnej energii (70%)!

Czarne dziury, soczewki grawitacyjne, prędkość > c

Metoda interferometrii na bardzo długich bazach (Very Long Baseline Interferometry — VLBI), polegająca na obserwowaniu danego źródła jednocześnie przez wiele pojedynczych teleskopów na całym świecie, które działają jak jeden wielki instrument, daje nam możliwości obserwacji z niezwykle wielkimi rozdzielczościami. Pojedynczy radioteleskop, jak 100-m antena w Effelsbergu, ma rozdzielczość ~1', teleskop-interferometr jak Very Large Array (VLA w USA, układ radioteleskopów ustawionych blisko siebie) syntetyzuje wiązki, dając rozdzielczość rzędu ~1'', zaś VLBI patrzy w niebo wiązką o szerokości 0,001''; obecnie możliwe są nawet wiązki z rozdzielczością sięgająca 0,00001''. Dzięki takiej rozdzielczości udało się radioastronomom dokonać wielu ważnych odkryć. Dzięki takim metodom zawdzięczamy obserwacje najbliższego otoczenia czarnych dziur. Wielki wkład w rozwój teorii czarnych dziur nauka zawdzięcza znanemu astrofizykowi brytyjskiemu Stephenowi Hawkingowi. Również radioastronomii zawdzięczamy pierwsze obserwacje zjawiska soczewkowania grawitacyjnego.

Rys. 8. Soczewka grawitacyjna G2237+0305 (tzw. krzyż Einsteina). Fot. HST

Albert Einstein nie spodziewał się, że będzie tak łatwo pokazać efekty jego teorii względności. Obecnie mikrosoczewki i soczewki w minikwazarach w Drodze Mlecznej są łatwo obserwowane przez teleskopy optyczne. Jednym, dość niezwykłym wynikiem VLBI, było odkrycie prędkości większej niż prędkość światła c! Ten wynik jest niemożliwy w teorii Einsteina, ale już dawno temu został przepowiedziany i zinterpretowany: Martin Rees wyliczył, że jeżeli wyrzut materii (dżet) z czarnej dziury nastąpi z prędkością relatywistyczną i blisko osi czarnej dziury, to może się wydawać, że obserwator widzi prędkość większą od prędkości światła. Ten efekt został obserwowany w wielu aktywnych galaktykach, np. w Virgo A i M87. W badaniach galaktyk aktywnych (tzw. AGN-ów) ważną rolę odgrywa ośrodek w Toruniu z 32-metrowym radioteleskopem.

Planety pozasłoneczne

Mimo że planety pozasłoneczne właściwie nie są odkryciem radioastronomii, to pierwszy krok w tym kierunku został zrobiony właśnie przy użyciu fal radiowych. Poszukiwanie planet poza Układem Słonecznym trwało wiele lat. Różne metody poszukiwań zostały wypróbowane bez skutku. Jedną z nich są obserwacje obrotu gwiazdy, podczas których poszukuje się małych odchyleń od jej normalnego okresu obiegu jako znaku istnienia planety. Pulsary, ze swoim niezwykle szybkim okresem obrotu, były łatwymi obiektami poszukiwań planet. W roku 1991 Matthew Bailes i Andrew Lyne, pracując w Jodrell Bank Observatory, ogłosili znalezienie planety okrążającej pulsara. Był to wynik raczej niespodziewany. W dodatku okazało się, że wynik ten był błędny, a błąd polegał na złym obliczeniu w komputerze czasu obrotu Ziemi wokół Słońca!

Inni obserwatorzy pulsarów wrócili do swoich danych i Aleksander Wolszczan wraz z Dale'em Frail, pracując w Arecibo Observatory, znaleźli w swych zbiorach danych dla pulsara B1257+12 znaki towarzyszących mu mas „planetarnych”. Do tego czasu potwierdzono te „planety” i jeszcze jeden inny pulsar został znaleziony wraz z planetą. Wkrótce astronomowie optyczni odkryli planety krążące wokół gwiazd podobnych do Słońca.

Obecnie znamy około 400 planet pozasłonecznych, w tym nawet kilka planet podobnych do naszej Ziemi.

Wielkie nadzieje astronomowie pokładają w satelicie Kepler, którego zadaniem jest poszukiwanie planet wielkości Ziemi.

Obecne radioteleskopy

Rys. 9. Radioteleskop w Effelsbergu, Robert C. Byrd Green Bank Telescope oraz Very Large Array

Fot. MPIfR Bonn, NRAO/AUI/NSF

Pierwsze radioteleskopy nie prezentowały się zbyt okazale — miały postać drutów wiszących na tyczkach, anten, które pozostały z czasów wojny. Budowa anten dla radioastronomii rozwinęła się najpierw dla długich fal. Po odkryciu linii HI na częstości 1420,405… MHz (λ ~ 21cm) nastąpił rozwój anten dla fal centymetrowych. Największe takie pojedyncze anteny to obecnie 305-m teleskop w Arecibo, Robert Byrd GBT w Green Bank o czaszy 100 m × 100 m i 100-m teleskop w Effelsbergu. Historycznie znany jest teleskop Lovella (70 m) w Jodrell Bank koło Manchesteru i 64-m teleskop w Parkes w Australii. Polska ma 32-m teleskop w Piwnicach. Największym interferometrem jest Very Large Array (VLA) koło Soccoro w stanie New Mexico (USA), złożony z 27 anten o średnicy 25 m, rozstawionych na przestrzeni 27 km. Dalsze interferometry mamy w Westerbork w Holandii, GMRT w Indiach, ATCA w Narrabri (Australia). 30-m teleskop na Pico Veleta w Hiszpanii prowadzi obserwacje na falach milimetrowych. Należy on do instytutu IRAM, który jest owocem współpracy trzech krajów Europy (Francji, Hiszpanii i Niemiec). W ramach IRAM działa także obecnie największy interferometr do fal milimetrowych (6 anten 15-metrowych) na Plateau de Bure we Francji. Teleskopy do fal submilimetrowych wymagają anten, w których powierzchnia czaszy wykonana jest z bardzo wysoką dokładnością, oraz miejsc położonych w wysokich, suchych górach. Obecnie 10-m teleskop Apex, umieszczony na wysokości 5050 m n.p.m. jest najlepszym instrumentem do obserwacji w tym nowym paśmie fal. Wiele innych teleskopów na całym świecie dostarcza astronomom ważnych danych, by mogli lepiej zrozumieć Wszechświat.

Nowa astronomia — podczerwień, fale rentgenowskie, fale gamma

Podczerwień

Fale radiowe siegają od fal metrowych, przez pasma centymetrowe i milimetrowe, do około 350 μm (częstość 1 THz). Przy tej częstotliwości przechodzimy już do podczerwieni. Rozróżniamy między długimi falami (λ = 350 μm – 100 μm) podczerwieni, środkową podczerwienią (λ = 100 μm – 25 μm) i krótkofalową podczerwienią (λ = 25 μm – 7 μm). Poniżej 7 μm wkraczamy do pasma światła widzialnego. Podczas gdy długie fale radiowe swobodnie przechodzą przez atmosferę Ziemi, to już w zakresie fal milimetrowych atmosfera gra wielką role. Znamy pasma przepuszczalności, ale mamy też pasma, gdzie sygnały nie przejdą przez atmosferę Ziemi. Dopiero światło optyczne ma wolną drogę ku powierzchni Ziemi. Szczególnie dobrą widoczność mamy w wysokich i suchych górach, jak Mauna Kea (Hawaje) albo na pustyni Atacama (Chile). W ostatnich latach wiele ważnych danych zawdzięczamy działającym w podczerwieni satelitom, które krążą ponad atmosferą Ziemi.

Rys. 10. Mgławica Krab w czterech zakresach widma: podczerwieni (a), na falach radiowych (b), w świetle widzialnym (c) i w zakresie rentgenowskim (d). [podczerwień — Spitzer, światło widzialne — HST, promienie X — Chandra, fale radiowe — NRAO/AUI]

Emisje w podczerwieni dają nam możliwość obserwacji zimnego Wszechświata. Detektory podczerwieni z łatwością obserwują gaz lub pył międzygwiazdowy o niskich temperaturach (15–50 K). Wiele zjawisk w obłokach molekularnych nie jest widoczne w promieniowaniu optycznym, ale właśnie w podczerwieni. Niektóre obserwacje w podczerwieni można wykonać teleskopami optycznymi, ale położonymi w wysokich górach, z bardzo dobrymi warunkami atmosferycznymi. Na przykład obserwacje gwiazd w centrum naszej Drogi Mlecznej na falach podczerwieni pokazały nam istnienie czarnej dziury w tym obszarze. Ważnych danych dostarczyły nam teleskopy na Mauna Kea (Hawaje) albo na Cerro Paranal (Chile). Ogromną ilość danych o tym zimnym Wszechświecie dostarczyły satelity takie jak IRAS, ISO i Spitzer. Satelita IRAS wykonał przegląd całego nieba i dał nam niezwykły widok tego niewidzialnego Wszechświata. Obecna czułość detektorów podczerwieni pozwala nam na obserwacje, które są równowartościowe z wynikami w innych zakresach fal elektromagnetycznych.

Fale rentgenowskie

Astronomia na falach rentgenowskich jest produktem wprowadzenia odbiorników tego promieniowania na orbity okołoziemskie. Pierwsze obserwacje fal rentgenowskich ze Słońca zostały wykonane przez zdobyte rakiety typu V-2. Dalsze, o wiele czulsze, obserwacje w 1962 r. pokazały, że emisje fal rentgenowskich pochodzą z wielu źródeł kosmicznych. Satelita UHURU pierwszy dokonał systematycznego przeglądu nieba w tym zakresie widma w roku 1971 i znalazł 340 źródeł rentgenowskich.

Gorący gaz o temperaturach od 10⁶ do 10⁸ K jest źródłem fal rentgenowskich. Są to bardzo krótkie fale elektromagnetyczne w paśmie od 0,1 keV do 500 keV. Takie wysokie temperatury spotykamy we Wszechświecie w gwiazdach neutronowych, w czarnych dziurach, ale także w jądrach aktywnych galaktyk. Wybuch gwiazdy (supernowej), który pozostawia gwiazdę neutronową (pulsar) i rozprzestrzeniający się obok niej obłok (np. pozostałości supernowej, SNR), jest widoczny na falach rentgenowskich. Obecne obserwatoria na falach rentgenowskich (satelity Rosat, Newton, Chandra) są tak czułe, że umożliwiają obserwacje normalnych bliskich galaktyk. Podczas gdy Rosat obserwował w miękkich falach X, od 0,04 keV do 2 keV, nowsze obserwatoria pokryły zasięg od 0,1 do 10 keV. Połączenie wyników obserwacji źródeł kosmicznych na falach radiowych, w podczerwieni, na falach rentgenowskich itd. daje nam możliwość rozwiązania wielu zagadek ewolucji różnych obiektów. Nowsze satelity dały nam nowe wyniki w jeszcze krótszych falach Rentgena — Beppo-SAX obserwował aż do 60 keV. Bardzo ważnym sygnałem uznania dla astronomii fal rentgenowskich była Nagroda Nobla dla Riccardo Giacconi w roku 2002.

Fale gamma i cząstki energetyczne

Idąc do jeszcze krótszych fal elektromagnetycznych, wchodzimy w zasięg emisji gamma i potem przechodzimy do cząstek wysokoenergetycznych. Satelity wojskowe serii Vela, oryginalnie wystrzelone, aby monitorować wybuchy bomb atomowych, odkryły bardzo energetyczne wybuchy we Wszechświecie na falach gamma. Obecnie wiemy, że ich źródłem są niezwykłe wydarzenia, jak zderzenia gwiazd neutronowych. Nowe instrumenty, jak HESS, Magic albo Auger pozwalają nam na zlokalizowanie tych energetycznych źródeł. Te instrumenty używają detektorów opartych na zjawisku Cherenkova i umożliwiają obserwacje w zakresach GeV. Instrument HESS w Namibii, gdzie Polska ma także swój udział, zlokalizował wiele źródeł gamma w paśmie 10 do 1000 GeV. Projekt Auger w Argentynie ma nawet możliwość obserwacji cząstek z energią 10²⁰ eV. W następnych latach możemy spodziewać się wielu nowych rezultatów w tym najbardziej energetycznym zakresie fal elektromagnetycznych.

Astronomia optyczna

Po ukończeniu budowy teleskopu 5-metrowego na Mt. Palomar w 1948 r. i 6-metrowego teleskopu w Zelenchukskaya na Kaukazie w 1975 r. astronomia optyczna zaczęła rozwijać nowe technologie instrumentów i odbiorników promieniowania. Rozwój metod ceramizacji szkła i technologii informatycznych dał podstawę do budowy nowych, dużych luster optycznych. Lustra zaczęto składać z wielu mniejszych elementów. Rozwój detektorów, napędzany przez projekt teleskopu kosmicznego Hubble'a, dał nam detektory typu CCD. Obecnie jest wiele teleskopów optycznych na Ziemi o średnicach od 8 do 10 metrów. Największy teleskop świata to teleskop na Mt. Graham w Arizonie z dwoma lustrami o średnicy 8,4 m na jednym montażu. Następny olbrzym to Gran Telescopio Canarias o średnicy 10,4 m na wyspie La Palma. Dalej idą dwa 10-m teleskopy Kecka na Mauna Kea, na Hawajach itd. Największe obserwatorium optyczne świata na Cerro Paranal w Chile ma cztery teleskopy o średnicy 8,2 m. To obserwatorium należące do Europejskiego Obserwatorium Południowego (European Southern Observatory ESO) ma też system do interferometrii przy użyciu 4 wielkich i 8 mniejszych teleskopów. W ponadatmosferycznej przestrzeni kosmicznej, oprócz teleskopu kosmicznego Hubble'a (lustro 2,4 m), od niedawna krąży nad Ziemią także teleskop kosmiczny Herschela z lustrem o średnicy 3,5 m.

Optyczne teleskopy, na Ziemi czy na orbicie, dały nam niezwykły i nowy obraz Wszechświata. HST wydał obfity plon niezwykłych zdjęć nieba. Obecnie wielka popularność astronomii ma wyraz w tych zdjęciach, które prawie codziennie spotykamy w naszych gazetach. Wielkie teleskopy w wysokich górach umożliwiły spektroskopię dalekich galaktyk. Wiele nowych soczewek grawitacyjnych, planet czy niezwykłych obiektów kosmicznych jest rezultatem pracy tych nowych, czułych instrumentów. Specjalne projekty, jak Sloan Digital Sky Survey, dały nowe impulsy do zrozumienia struktury Wszechświata. Mimo tego imponującego napływu, niczym tsunami, nowych rezultatów optycznej astronomii, nie ma jeszcze Nagrody Nobla w tej dziedzinie. Może musimy się zadowolić Nagrodą Nobla w 2009 r. za rozwój detektora CCD dla Willarda Boyle'a i George'a Smitha?

Przyszłość astronomii

Rys. 11. Projekty Atacama Large Milimiter Array oraz Square Kilometer Array. Szczegóły w tekście

Niezwykły rozwój tej dziedziny nauki nastąpił w minionych latach. Wiemy o wiele więcej o odległych zakątkach Wszechświata niż o tym, co leży 1000 km pod naszymi stopami na Ziemi. Dobrze jest przypatrzyć się możliwościom rozwoju w latach następnych. Obecnie dyskutuje się o budowie teleskopów optycznych o średnicach od 30 do 42 m. Lustra tych teleskopów będą budowane z wielu elementów. Taki sposób był z wielkim sukcesem zastosowany w teleskopach Kecka, HET-a, SALT-a itd. Obecnie w budowie jest teleskop kosmiczny Jamesa Webba, z lustrem o średnicy 6,5 m. Radioastronomia także przeszła do wielkich projektów. W budowie na płaskowyżu Atacama w Chile, na wysokości 5050 m n.p.m., jest teleskop ALMA — interferometr dla fal milimetrowych i submilimetrowych. Będzie to połączenie 60 pojedynczych anten dających rozdzielczość podobną do nowych projektów teleskopów satelitarnych ma falach optycznych i w podczerwieni. Oprócz tego spodziewany jest wielki skok w naszej wiedzy o liniach spektroskopii radiowej. Na falach milimetrowych i submilimetrowych mamy wielką liczbę interesujących linii. Może uda się znaleźć te molekuły, które są podstawą naszego życia? Rozwijany jest projekt budowy teleskopu czułego na długich falach metrowych o powierzchni zbierającej 1 km² (Square Kilometer Array — SKA). Ten teleskop będzie miał powierzchnię około 100 razy większą niż największe obecnie istniejące anteny. Sieci VLBI rozrastają się, przybywają kolejne nowe i wielkie anteny. Z tą nową czułością we wszystkich pasmach fal elektromagnetycznych spodziewamy się obfitego plonu nowych wiadomości o tajemnicach Wszechświata.