Perinteisesti tähtitiede on keskittynyt optisiin havaintoihin: peili- ja linssikaukoputket, valokuvat, CCD, ym. Optisen alueen pitkä historia on oikeastaan vain sattumaa, sillä silmän herkkyysalue sattuu olemaan n. 400-700 nm, ja samalle alueelle, n. 300-800 nm, osuu ilmakehän ns. optinen ikkuna eli tuolla alueella säteily läpäisee ilmakehän esteettä. Tähtitieteessä ilmiöitä tapahtuu kuitenkin koko sähkömagneettisen spektrin alueella, ja näiden kaikkien säteilylajien tutkiminen on tärkeätä maailmankaikkeuden kokonaisrakenteen ymmärtämiseksi.
Alle 300 nm ilmakehän otsonin absorptio estää säteilyn pääsyn maanpinnalle, n. 20-30 km korkeudessa oleva otsonikerros suojaa maapalloa UV-säteilyltä. Vielä lyhyemmillä aallonpituuksilla mm. O2:n ja N2:n vapaiden atomien absorptio vaimentaa säteilyn.
Pidemmillä aallonpituuksilla ilmakehä on suhteellisen läpinäkyvä aina 1.3 mikroniin saakka. Paikoin on vesihöyryn ja hapen absorptiovöitä, mutta merkittäviksi nämä tulevat vasta yli 1.3 mikronin aallonpituuksilla, jolloin eräitä kapeita aallonpituusalueita lukuunottamatta ei havaintoja maanpinnalta voi tehdä. Noin 20 mikronin ja n. 1 mm välillä ilmakehä on läpinäkymätön. Yli 1 mm kohdalla on radioikkuna, joka ulottuu yhtenäisenä pariinkymmeneen metriin saakka. Tätä pidemmille aallonpituuksille ilmakehän yläosassa oleva ionosfääri on täysin läpinäkymätön, ylärajan riippuessa ionosfäärin voimakkuudesta, joka vaihtelee mm. vuorokauden ajan mukaan.
Optisella alueella säteily heikkenee lähinnä valon sirotessa ilmakehän molekyyleistä ja pölystä. Ilmakehän lisäksi säteilyä absorboi tähtienvälinen kaasu (UV-säteily, radiosäteily yli 100 m.)
Gamma-astronomiassa tutkitaan säteilykvantteja, joiden energia on 105-1014 eV. (Atomiydinten energiatilojen muutoksista, alkeishiukkasten keskinäisistä vuorovaikutuksista.) Ensimmäiset gammahavainnot tehtiin v. 1960 OSO3-satelliitilla Linnunradan gammasäteilystä. 1990-luvulla Compton-gammasatelliitti toi valtavasti uusia merkittäviä havaintotuloksia. Gammakvantilla on miljoonia kertoja suurempi energia kuin näkyvällä valolla, ja siksi sitä ei voi kerätä samanlaisilla laitteilla kuin esim. valoa. Gamma-alueella käytössä on erilaisia tuikeilmaisimia, joissa gammasäteily muuttuu valosähköisen ilmiön kautta valomonistimella havaittavaksi valoksi; energia saadaan selville siitä, kuinka syvälle ilmaisimeen kvantti tunkeutuu (useita ilmaisinlevyjä päällekkäin), selville saadaan myös likimääräinen tulosuunta, suuntatarkkuus on kuitenkin heikko.
Röntgenalue: Röntgensäteily opittiin tuntemaan maan päällä jo 1800-luvun alkupuolella; tähtitaivaan röntgetutkimus saatiin systemaattisesti käyntiin 1970-luvulla satelliittien myötä. Alueen ilmaisimet ovat Geiger-Mueller-laskuri tai verrannollisuuslaskuri (kaasulla täytettyjä laatikoita, joiden seinät muodostavat katodin ja joiden keskellä anodilankoja) tai tuikeilmaisin.
Ultravioletti: Useilla tähtitieteen alueilla UV-havainnot antavat tärkeitä tietoja, sillä UV-alueeseen sattuvat monien tähtien kromosfääristä tai koronasta peräisin olevat emissioviivat, vedyn Lyman-sarjan viivat ja valtaosa kuumien tähtien kokonaissäteilystä. Äärimmäisen UV:n alue (EUV, XUV, 10-91.2 nm) on viimeinen sm-spektrin alue, jolta ei ole tehty systemaattisia havaintoja tähtienvälisen vedyn aiheuttaman absorption takia, joka tekee taivaan lähes läpinäkymättömäksi näillä aallonpituuksilla). EUV-alueella käytetään röntgenalueen ilmaisimia muistuttavia hipaisevaan heijastukseen perustuvia teleskooppeja, lähi-UV:lla samantapaisia kuin optisen alueen peiliteleskoopit.
Infrapuna-alue: Säteilyn kerääjänä samanlainen teleskooppi kuin optisella alueella. Häiriösäteilyä esiintyy IR-alueella enemmän kuin optisella alueella, sillä säteilyä tulee paitsi kohteesta itsestään, myös taustataivaasta ja teleskoopista. IR-alueen ilmaisimet ovatkin jäähdytettyjä häiriöiden minimoimiseksi, joskus jopa koko teleskoppi. Havaintoja voidaan tehdä korkeilla vuorilla, jolloin vesihöyrystä suuri osa jää alapuolelle, kaukaisemmalla IR-alueella havaintoja lentokoneesta (Kuiper Airborne Observatory), ilmapallosta tai raketista.
Radioalue: Radioastronomia (Aurinko, Linnunradan kohteet, ekstragalaktiset kohteet), tutkamittaukset lähikohteista (planeetat), SETI, ym. Havaintoja voidaan tehdä ympäri vuorokauden. Pitkäaaltoinen säteily: helpohko tekniikka, ei vaadi erityisen hyviä sääolosuhteita, lyhyaaltoisempi säteily: vaikeampaa tekniikkaa, vaaditaan kuiva ja pilvetön ilmasto, mielellään vuorilla.
Kosminen säteily: täysin ionisoituneita atomiytimiä, joita tulee maapallolle kaikista suunnista. Kosminen säteily muuttaa suuntaansa kulkiessaan pitkin Linnunradan magneettikenttää. Itse kosminen säteily on havaittavissa ilmakehän ulkopuolella, mutta sekunräärisäteily maanpinnalla. Kosminen säteily on peräisin suurienergisistä lähteistä, esim. supernovaräjähdyksistä. Suurin osa kosmisista säteistä on suurienergisiä protoneja (90%), loput heliumytimiä (n. 10%) ja raskaampia ytimiä.
Neutriinot: alkeishiukkasia, joilla ei ole sähkövarausta ja joiden massa on korkeintaan 1/10000 elektronin massasta. Syntyvät tähtien sisällä tapahtuvissa ydinreaktioissa. Vuorovaikutus aineen kanssa on heikkoa, joten neutriinot etenevät suoraan pinnalle ja edelleen poispäin valonnopeudella. Havaintoja tehdään radiokemiallisesti (esim. tetrakloorieteeni, joka neutriinon vaikutuksesta muttuu argoniksi ja vapauttaa elektronin; syntynyt argon radioaktiivista ja siten havaittavissa). Ilmaisimet ovat syvällä maan alla esim.kaivoksissa suojassa kosmisesta säteilystä syntyvältä sekundäärisäteilyltä.
Gravitaatiosäteily: Syntyy kiihtyvässä liikkeessä olevista massoista, vrt. sm-säteily kiihtyvässä liikkeessä olevista varauksista. Gravitaatioaalloista ei ole varmoja havaintoja, ongelmana on mm. se, että monet maapallon ilmiötkin aiheuttavat ilmaisimissa värähtelyä. Gravitaatioantennina käytetään mm. Weberin sylinteriä, joka on metallisylinteri joka alkaa värähdellä ominaistaajuudellaan gravitaatioaallon osuessa siihen. Havaintoja on yritetty tehdä myös Michelsonin ja Morleyn interferometrilla, jossa gravitaatioaalto aiheuttaa muutoksia kahden toisiinsa kohtisuorassa olevien peilparien etäisyyksiin.
Esim. Linnunrata on eri aallonpituusalueilla hyvin erinäköinen (vrt.
luennolla esitetty kuva, jossa Linnunrataa on kartoitettu eri
taajuusalueilla). Parhaat tulokset kaikista havaintokohteista saadaan
yhdistämällä eri aallonpituusalueilla saatuja tuloksia. Esim. Metsähovin
ryhmän kvasaaritutkimus: kurssin loppupuolella käsitellään casena
monitaajuushavainnot kvasaaritutkimuksessa. Tällöin nähdään, että vasta
koko sm-spektrin alueella tapahtuvat havainnot antavat yksityiskohtaista
tietoa monimutkaisimpien kohteiden fysiikasta.
Tämä sivu on päivitetty viimeksi: 2008-09-16 / mtt.