Näkymätön maailmankaikkeus
Näkyvä valo edustaa mitättömän pientä osaa sähkömagneettisesta säteilystä. Se vain sattuu olemaan juuri se osa, jonka havaitsemiseen ihmissilmä on erikoistunut. Näkyvän valon aallonpituudet vaihtelevat 380 nanometristä (violetti) 760 nanometriin (punainen); välille sijoittuvat kaikki sateenkaaren värit (sininen 450 nm, vihreä 500 nm, keltainen 580 nm, oranssi 600 nm). Valoa, joka on violettiakin violetimpaa – niin violettia, ettei sitä enää ihmissilmällä näe – kutsutaan ultravioletiksi ja valoa, joka on vähäisempää kuin punainen – niin mitättömän punaista, ettei sitä enää ihmissilmällä näe – kutsutaan infrapunaiseksi.



Ultraviolettiakin lyhytaaltoisempi sähkömagneettinen säteily on nimeltään röntgensäteilyä ja kaikkein lyhytaaltoisin gammasäteilyä. Infrapunaista pitempiaaltoinen säteily on radiosäteilyä (joka jaetaan edelleen mikroaalto-, lyhytaaltoiseen ja pitkäaaltoiseen säteilyyn).



Ihminen näkee optisen säteilyn, tuntee infrapunasäteilyn lämpönä, mikroaaltosäteily olisi pieninä annoksina lievästi lämmittävää – suurina annoksina tappavaa (solunesteet kiehuisivat), pidempiaaltoista radiosäteilyä ihminen ei juurikaan kykene aistimaan (muuten kuin erittäin suurina annoksina voimakkaasti kuumentavana). Ultraviolettisäteily on lyhyempiaallonpituuksista kuin näkyvä valo, mutta osuessaan joihinkin materiaaleihin se saa ne lähettämään näkyvää valoa (tätä käytetään hyväksi esimerkiksi setelintunnistuksessa). Iholle osuessaan UV-säteily absorboituu soluihin ja sen energia lämmittää niitä ja aiheuttaa atomitason energiamuutoksia. Seurauksena on aluksi punoitusta ja arkuutta, sitten turvotusta, kipua, soluseinämien rappeutumista ja lopulta solun kuolema. Riittävän paha tai jatkuva altistuminen vanhentaa ihoa, vaurioittaa sitä pysyvästi ja saattaa aiheuttaa ihosyövän. Röntgen- ja gammasäteilyn aallonpituus on pienempi ja energia suurempi. Siten ne pystyvät tunkeutumaan elimistön sisälle ja aiheuttamaan vastaavia vaurioita missä tahansa elimissä.

Auringosta, tähdistä ja monenlaisista ilmiöistä lähtee jatkuvasti valtava määrä sähkömagneettista säteilyä sen kaikilla aallonpituuksilla. Avaruus on siis täynnä säteilyä, josta iso osa ihmiselle tappavaa. Ilman avaruuspukua ihminen kuolisi avaruudessa säteilysairauksiin minuuttien tai viimeistään tuntien kuluessa – siis olettaen, ettei hän kuolisi tyhjiöön muutamassa kymmenessä sekunnissa. Maapallolla elämää suojaa avaruuden vahingolliselta säteilyltä ilmakehä, josta osa säteilystä heijastuu takaisin avaruuteen ja johon suurin osa jäljelle jäävästä säteilystä absorboituu. Tähtitieteilijää tämä hivenen harmittaa. Kyllähän hän pysyy hengissä tehdäkseen tiedettä, mutta paljon informaatiota ei koskaan saavu hänen tarkasteltavakseen. Itse asiassa vain näkyvä valo, pieni osa UV- ja infrapunasäteilystä ja iso osa radiosäteilystä on havaittavissa Maan pinnalla.







Radiosäteily
Aleksandr Stepanovich Popov (1859-1906) rakensi 1895 laitteen, joka vastaanotti salamia aiheuttavien sähköpurkausten lähettämiä sähkömagneettisia aaltoja. Myöhemmin hän ehdotti laitetta käytettävän ihmisten aiheuttamien sähköpurkausten havaitsemiseen.

Kunnian langattoman lennättimen eli radion keksimisestä sai kuitenkin Guglielmo Marconi (1874-1937), joka rakensi ja patentoi Lontoossa vuonna 1896 radioaaltoja lähettävän ja vastaanottavan laitteen. Vuonna 1909 hän sai Nobelin fysiikan palkinnon keksinnöstään.

Guglielmo Marconi
Vuonna 1931 Bellin puhelinyhtiö antoi Karl Janskylle (1905-1950) tehtäväksi selvittää puhelinliikenteessä esiintyviä häiriöitä. Yksinkertaisen käännettävän radioantennin avulla Jansky huomasi, että yksi häiriöistä noudattaa samaa jaksollisuutta kuin tähtitaivaan liikkeet.

5.5.1933 hän onnistui paikallistamaan häiriölähteen suunnaksi Linnunradan keskustan suunnan. Tähän Janskyn havainnot päättyivätkin, sillä hän sai siirron muihin tehtäviin. Hänen kunniakseen erityisesti tähtitieteessä käytettävä säteilyvuon tiheyden yksikkö on nimetty janskyksi.

Hieman Janskyn havaintojen jälkeen asiasta innostui insinööri ja radioamatööri Grote Reber (1911-), joka rakensi pihalleen 9.4-metrisen antennin ja löysi useita erillisiä radiosäteilyn lähteitä. Ensimmäiset tuloksensa hän julkaisi 1944. Tästä alkoi uuden tieteenhaaran nopea kasvu.

Samana vuonna Hendrik van de Hulst (1918-) ryhtyi tutkimaan radiosäteilyn ominaisuuksia. Hän ennusti, että 21 cm:n aallonpituudella pitäisi esiintyä spektriviiva, joka johtuu vetyatomin elektronin spinin kääntymisestä. Säteily havaittiin 1951. Koska vety on tähtienvälisen kaasun runsain aine, tämä säteily tarjosi keinon kartoittaa kaasun jakautumaa. Radiohavaintojen avulla saatiin lopulta jonkinlainen kuva Linnunradan kokonaisrakenteesta.

Teleskoopin erotuskyky on verrannollinen aallonpituuteen, mikä aiheuttaa erityistä päänvaivaa radiotähtitieteessä, sillä radioaaltojen aallonpituus on paljon suurempi kuin näkyvällä valolla. Radiolähteiden paikantamisessa alettiin käyttää Kuuta apuna. Kun kohde peittyy Kuun taakse, sen säteily lakkaa. Näin havaittiin, että Cambridgen kolmannen radiolähdeluettelon kohde 3C273 oli samassa suunnassa kuin optisesti näkyvä tähtimäinen kohde. Tähden spektri näytti kuitenkin täysin käsittämättömältä. Maarten Schmidt (1929-) huomasi, että kohde oli punasiirtynyt kertoimella 1.16. Se siis etääntyy meistä 0.16 kertaisella valon nopeudella (eli sen etäisyys on noin 3 miljardia valovuotta).

Tähtimäisen ulkomuodon vuoksi tällaisia kohteita alettiin kutsua kvasistellaarisiksi kohteiksi eli kvasaareiksi.

Suurimmillakaan radioteleskoopeilla ei saavuteta samaa erotuskykyä kuin optisilla kaukoputkilla. Useampi radioteleskooppi voidaan kuitenkin kytkeä yhteen interferometriksi. Tällaisen laitteiston erotuskyky on sama kuin yhden antennin, jonka läpimitta on yksittäisten antennien välimatka. Eri antennien vastaanottimat signaalit voidaan myös tallettaa ja yhdistää jälkikäteen. Näin radioteleskooppeja voidaan käyttää Maapallon kokoisena antennina.





Seuraavassa kuvia joistakin radioteleskoopeista peilin läpimittoineen:

Jodrell-Bank, Englanti, 76 m
Effelsberg, Saksa, 100 m
Onsala, Ruotsi, 20 m
(kuvan pallo on suojarakennus, jollaisia käytetään sateisille alueille rakennettujen radioteleskooppien suojana)
Metsähovi, Suomi, 14 m


Parkes, Australia, 64 m,
rakennettu 1961

"The world's most beautiful radio telescope"


Arecibo, Puerto Rico, 305 m,
pinta-ala 7.3 hehtaaria,
apupeilin massa noin 800 tonnia,
apupeili riippuu kolmen valtavan tornin varassa 137 metrin korkeudella pääpeilin yläpuolella



VLA, U.S.A.,
24 radioteleskoopin sarja
(kukin teleskooppi on liikutettavissa kiskoja pitkin haluttuun asemaan tietyn erotuskyvyn saavuttamiseksi tai aaltorintaman suunnan selvittämiseksi)




Vuonna 1997 avaruuteen laukaistu radiohavaintosatelliitti Halca. Mikäli Maapallolla tehdään Halcan kanssa samaan aikaan samasta kohteesta havaintoja, voidaan ne interferometriaa käyttäen yhdistää ja saavuttaa erotuskyky, jollaiseen tarvittaisiin tuhansien tai kymmenien tuhansien kilometrien kokoinen yksittäinen teleskooppi.

Infrapunasäteily
Infrapunasäteilyn keksi Sir William Herschel mitatessaan Auringon spektrin eri värien lämpötiloja. Lämpötila oli korkein punaisen ulkopuolella, mihin ei näyttänyt tulevan minkäänlaista valoa.

Infrapunahavaintoja voidaan periaatteessa tehdä tavallisellakin kaukoputkella, kunhan sen peili on riittävän hyvälaatuinen. Infrapunahavaintojen ongelmana on, että itse kaukoputki on myös voimakas säteilijä. Havainnoissa käytettävät instrumentit jäähdytetään usein nestemäisellä heliumilla (–269°C). Kaukoputkea ei kuitenkaan voi jäähdyttää, joten havainnot tehdään suhteellisina. Havaitaan vuorotellen kohdetta ja tasaista taustaa ja lasketaan näiden erotus.

Havaintojen teko Maan pinnalla on siis ongelmallista ja kun lisäksi vain joitakin infrapuna-aallonpituuksia voidaan havaita, tehdään infrapunahavainnot pääasiassa havaintosatelliiteilla.



Seuraavassa infrapunahavaintosatelliitteja toiminta-aikoineen:

IRAS, 1983
ISO, 1995-1998
Herschel, 2007-

Ultraviolettisäteily
Ultraviolettitähtitiede perustuu lähes yksinomaan satelliittihavaintoihin.

Seuraavassa ultraviolettihavaintosatelliitteja toiminta-aikoineen:


IUE, 1978-1996
EUVE, 1992-2001

Röntgensäteily
Röntgensäteilyn keksi Wilhelm Conrad Röntgen (1845-1923) tutkiessaan katodiputkien säteilyä alhaisissa kaasunpaineissa. Hän nimesi löytämänsä säteilyn X-säteilyksi sen tuntemattoman luonteen vuoksi. Tämä nimitys vakiintui esimerkiksi englanninkieleen. Tähtitieteessä röntgensäteilyhavainnot aloitettiin rakettien kyydissä olleilla havaintolaitteilla 1949. Koska ilmakehä absorboi röntgensäteilyn täydellisesti voi havaintoja tehdä ainoastaan satellittien avulla.

Seuraavassa röntgenhavaintosatelliitteja toiminta-aikoineen:




Uhuru, 1970-1973
Einstein, 1978-1981

Ginga, 1987-1991
Rosat, 1990-1999
ASCA, 1993-
RXTE, 1995-

BeppoSax, 1996-
Chandra, 1999-
XMM, 1999-
XEUS, 20??- (vähintään 25 vuoden toiminta-aika)

Gammasäteily
Gammasäteilyn nimesi 1903 lordi Ernest Rutherford (1871-1937) huomattuaan, että se erosi hänen tutkimastaan beta-säteilystä.

Gammasäteilyä voi suoraan tutkia vain avaruudessa, mutta Maan päälläkin sitä voidaan tutkia epäsuorasti havaitsemalla sen ilmakehässä aiheuttamia sekundäärisiä hiukkaspurkauksia.

Seuraavassa gammasäteilyhavaintosatelliitteja toiminta-aikoineen ja maanpäällisiä teleskooppeja valmistumisvuosineen:


Gamma, 1990-1992
Compton, 1991-2000

Whipple, 1968
HEGRA, 1992
MAGIC, 2003

Kosminen säteily
Victor Hess (1883-1964) teki elektroskooppikokeita eri korkeuksilla ilmapallolennoilla. Hän totesi avaruudesta tulevan ionisoivaa säteilyä (Höhenstrahlung eli korkeussäteily).

Robert Millikan (1868-1953) eliminoi ilmakehän ilmiöt säteilylähteenä ja päätteli lähteen olevan hyvin kaukana maapallon ulkopuolella. Häneltä on peräisin nimitys kosminen säteily.

Arthur Compton (1892-1962) selvitti, että kosmiset säteet eivät ole sähkömagneettisen säteilyn fotoneja vaan varattuja hiukkasia.

Alkuperäinen kosmisen säteilyn (primäärisäteilyn) hiukkanen ei selviydy maanpinnalle, vaan törmää ilmakehän molekyyleihin ja aiheuttaa sekundäärisäteilyryöpyn.

Neutriinot
Radioaktiivisessa [beta]-hajoamisessa neutroni hajoaa protoniksi, elektroniksi ja neutriinoksi. Atomiytimen protonien määrä kasvaa yhdellä ja alkuaine muuttuu toiseksi. Neutriino vapautuu reaktiossa kokonaan. Avaruuden täyttää alkuräjähdyksestä peräisin oleva neutriinosäteily. Uusia neutriinoita syntyy koko ajan tähtien ydinreaktioissa. Neutriinoiden vuorovaikutus muun aineen kanssa tapahtuu heikon ydinvoiman välityksellä – eli erittäin harvoin – joten mitään syytä huoleen ei ole, vaikka meidän jokaisen läpi viilettää satoja biljoonia neutriinoita sekunnissa.

Kuvassa neutriinoiden ja vesimolekyylien harvakseltaan tapahtuvien yhteentörmäysten aiheuttamaa valoa havaitseva ranskalainen Antares, joka aloitti toimintansa 1990.



Gravitaatiosäteily
Julkaistessaan yleisen suhteellisuusteorian 1915 Einstein ennusti, että tietynlaiset kohteet säteilevät energiaa gravitaatioaaltoina. Näitä aaltoja voidaan kuvata pienenä väreilynä aika-avaruuden geometriassa. Gravitaatiosäteilyä syntyy kaksoistähtijärjestelmissä, supernovaräjähdyksissä ja mustien aukkojen hotkaistessa sisuksiinsa liian lähelle ajautuneita tähtiä.

Kuvissa LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), joka aloitti toimintansa 2001. Laitoksia tarvitaan kaksi hyvin kaukana toisistaan, jotta voidaan varmasti eliminoida paikalliset häiriöt, kuten ohiajava rekka, maanjäristys tai laitteistohäiriö.








Takaisin pääsivulle