Astronomie

Des observations radio-spectroscopiques ont-elles déjà été utilisées pour mesurer une distance avec succès ?

Des observations radio-spectroscopiques ont-elles déjà été utilisées pour mesurer une distance avec succès ?

Habituellement, en particulier pour un objet extragalactique, son décalage vers le rouge est déterminé par un décalage vers le rouge spectroscopique optique. Mais la résolution angulaire des premières observations radio est médiocre et il faut du temps pour trouver une contrepartie optique. Existe-t-il un objet céleste dont la distance a été déterminée en premier lieu par le décalage vers le rouge des raies spectrales radio ?


Oui, les spectres radio ont été largement utilisés pour trouver les distances et les emplacements des régions HI et des nuages ​​moléculaires à l'intérieur de la Voie lactée. Observations de la raie d'hydrogène à 21 cm et/ou de plusieurs raies de monoxyde de carbone (notamment, $ ext{CO}(1 o0)$) nous permettent de faire des mesures de vitesse radiale des nuages ​​au sein de la galaxie. A partir de là, une certaine géométrie (voir Roman-Duval et al. 2009) nous permet de déterminer la distance au nuage, si le nuage se trouve plus loin du centre galactique que le Soleil.

Malheureusement, si le cloud est plus proche au centre galactique, il y a deux solutions possibles pour la distance entre le nuage et le Soleil, ce qu'on appelle le ambiguïté de distance cinématique. Cela se produit parce qu'à deux points possibles le long de la ligne de visée - si l'orbite du nuage est plus petite que celle du Soleil - les vitesses des nuages ​​projetées sont identiques. Nous pouvons essayer de le faire de plusieurs manières, y compris l'absorption d'HI (Kolpak et al. 2003).

Voici un schéma pour rendre la distinction plus claire, de Roman Duval et al. :

Figure 1. Esquisse de la méthode HISA pour résoudre le KDA. Dans la Galaxie interne, un seul rayon galactocentrique (déterminé par la vitesse radiale du nuage) correspond à deux distances le long de la ligne de visée, une distance cinématique proche (en bleu) et une distance cinématique lointaine (en rouge). Les distances cinématiques proches et lointaines correspondent à la même vitesse radiale $V_r$, qui est la projection de la vitesse orbitale $V_0$ d'un nuage autour du GC sur la ligne de visée. Au point tangent, la vitesse orbitale d'un nuage est parallèle à la ligne de visée. Dans ce cas, la vitesse radiale est maximale et les distances cinématiques proches et lointaines sont identiques. L'HI froid noyé dans un nuage situé à la distance cinématique proche absorbe le rayonnement de 21 cm émis par un fond HI chaud situé à distance lointaine. Par conséquent, le spectre HI 21 cm vers un nuage proche présente une raie d'absorption qui coïncide avec une 13Ligne d'émission de CO du nuage. Un nuage situé au loin ne se trouve pas devant un fond HI chaud émettant à la même vitesse que celle du nuage. Par conséquent, il n'y a pas de caractéristique d'absorption dans le spectre HI 21 cm vers un nuage situé à la distance cinématique lointaine.

La technique a également été appliquée à des sources extragalactiques (bien que souvent des lignes dans la région optique soient utilisées, même pour les radiogalaxies). Un exemple est le Leo Ring découvert par Schneider et al. en 1983. C'est principalement de l'hydrogène neutre, donc la ligne de 21 cm a été initialement utilisée pour dériver un décalage vers le rouge, une vitesse de récession (une vitesse du système de $V=960; ext{km s}^{_1}$) et la distance. Cette mesure de vitesse correspond à $dsimeq14; ext{Mpc}$, assez proche de celui du Groupe Leo. Je ne serais pas surpris que d'autres gouttes extragalactiques d'hydrogène neutre aient également vu leurs distances mesurées via la ligne de 21 cm.


Astronomie radio et radar

Nos rédacteurs examineront ce que vous avez soumis et détermineront s'il faut réviser l'article.

Astronomie radio et radar, étude des corps célestes par examen de l'énergie radiofréquence qu'ils émettent ou réfléchissent. Les ondes radio pénètrent une grande partie du gaz et de la poussière dans l'espace, ainsi que les nuages ​​des atmosphères planétaires, et traversent l'atmosphère terrestre avec peu de distorsion. Les radioastronomes peuvent ainsi obtenir une image des étoiles et des galaxies beaucoup plus claire que ce qui est possible au moyen de l'observation optique. La construction de systèmes d'antennes et d'interféromètres radio toujours plus grands (voir télescope : radiotélescopes) et des récepteurs radio améliorés et des méthodes de traitement des données ont permis aux radioastronomes d'étudier des sources radio plus faibles avec une résolution et une qualité d'image accrues.

En 1932, le physicien américain Karl Jansky a détecté pour la première fois du bruit radio cosmique provenant du centre de la Voie lactée alors qu'il enquêtait sur les perturbations radio qui interféraient avec le service téléphonique transocéanique. (La source radio au centre de la Galaxie est maintenant connue sous le nom de Sagittaire A.) L'opérateur de radio amateur américain Grote Reber a ensuite construit le premier radiotélescope chez lui à Wheaton, dans l'Illinois, et a découvert que le rayonnement radio provenait de tout le plan de la Voie Lactée et du Soleil. Pour la première fois, les astronomes ont pu observer des objets dans une nouvelle région du spectre électromagnétique en dehors de celle de la lumière visible.

Au cours des années 40 et 50, les radioscientifiques australiens et britanniques ont pu localiser un certain nombre de sources discrètes d'émission radio céleste qu'ils associaient à d'anciennes supernovae (Taurus A, identifiée à la nébuleuse du Crabe) et à des galaxies actives (Virgo A et Centaurus A ) qui plus tard est devenu connu sous le nom de radiogalaxies.

En 1951, les physiciens américains Harold Ewen et E.M. Purcell ont détecté un rayonnement de 21 cm émis par des nuages ​​froids d'atomes d'hydrogène interstellaires. Cette émission a ensuite été utilisée pour définir les bras spiraux de la Voie lactée et pour déterminer la rotation de la Galaxie.

Dans les années 1950, les astronomes de l'Université de Cambridge ont publié trois catalogues de sources radio astronomiques. Le dernier d'entre eux, le Third Cambridge Catalogue (ou 3C), publié en 1959, contenait certaines sources, notamment 3C 273, qui ont été identifiées avec des étoiles faibles. En 1963, l'astronome américain Maarten Schmidt a observé 3C 273 avec un télescope optique et a découvert qu'il ne s'agissait pas d'une étoile de la Voie lactée mais d'un objet très éloigné à près de deux milliards d'années-lumière de la Terre. Des objets comme 3C 273 étaient appelés sources radio quasi-stellaires, ou quasars.

À partir de la fin des années 1950, des études radio des planètes ont révélé l'existence d'un effet de serre sur Vénus, d'intenses ceintures de rayonnement de Van Allen entourant Jupiter, de puissantes tempêtes radio dans l'atmosphère de Jupiter et une source de chaleur interne profondément à l'intérieur de Jupiter et de Saturne.

Les radiotélescopes sont également utilisés pour étudier les nuages ​​de gaz moléculaires interstellaires. La première molécule détectée par les radiotélescopes était l'hydroxyle (OH) en 1963. Depuis lors, environ 150 espèces moléculaires ont été détectées, dont quelques-unes seulement peuvent être observées aux longueurs d'onde optiques. Ceux-ci comprennent le monoxyde de carbone, l'ammoniac, l'eau, l'alcool méthylique et éthylique, le formaldéhyde et le cyanure d'hydrogène, ainsi que certaines molécules organiques lourdes telles que l'acide aminé glycine.

En 1964, les scientifiques des Laboratoires Bell, Robert Wilson et Arno Penzias, ont détecté le faible signal de fond diffus cosmologique (CMB) laissé par le big bang original, qui aurait eu lieu il y a 13,8 milliards d'années. Des observations ultérieures de ce CMB dans les années 1990 et 2000 avec les satellites Cosmic Background Explorer et Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ont détecté des écarts à petite échelle par rapport au fond lisse qui correspondent à la formation initiale de la structure dans l'univers primitif.

Les observations radio des quasars ont conduit à la découverte de pulsars (ou étoiles radio pulsantes) par les astronomes britanniques Jocelyn Bell et Antony Hewish à Cambridge, en Angleterre, en 1967. Les pulsars sont des étoiles à neutrons qui tournent très rapidement, jusqu'à près de 1 000 fois par seconde. Leur émission radio est concentrée le long d'un cône étroit, produisant une série d'impulsions correspondant à la rotation de l'étoile à neutrons, un peu comme la balise d'une lampe de phare rotative. En 1974, à l'aide de l'observatoire d'Arecibo, les astronomes américains Joseph Taylor et Russell Hulse ont observé un pulsar binaire (deux pulsars en orbite l'un autour de l'autre) et ont constaté que leur période orbitale diminuait à cause du rayonnement gravitationnel exactement au taux prédit par la théorie d'Albert Einstein. relativité générale.

À l'aide de puissants systèmes radar, il est possible de détecter les signaux radio réfléchis par les corps astronomiques proches tels que la Lune, les planètes voisines, certains astéroïdes et comètes et les plus grandes lunes de Jupiter. Des mesures précises du délai entre le signal émis et réfléchi et le spectre du signal renvoyé sont utilisées pour mesurer avec précision la distance aux objets du système solaire et pour imager leurs caractéristiques de surface avec une résolution de quelques mètres. La première détection réussie de signaux radar de la Lune a eu lieu en 1946. Cela a été rapidement suivi par des expériences aux États-Unis et en Union soviétique utilisant de puissants systèmes radar conçus pour des applications militaires et commerciales. Les études radio et radar de la Lune ont révélé la nature sableuse de sa surface avant même que les atterrissages d'Apollo ne soient effectués. Les échos radar de Vénus ont pénétré sa couverture nuageuse dense entourant la surface et ont découvert des vallées et d'énormes montagnes à la surface de la planète. La première preuve des périodes de rotation correctes de Vénus et de Mercure est également venue d'études radar.


MUSE mène l'enquête spectroscopique la plus approfondie jamais réalisée

Cette image couleur montre la région de Hubble Ultra Deep Field, une région minuscule mais très étudiée dans la constellation de Fornax, telle qu'observée avec l'instrument MUSE sur le Very Large Telescope de l'ESO. Mais cette image ne donne qu'une vision très partielle de la richesse des données MUSE, qui fournissent également un spectre pour chaque pixel de l'image. Cet ensemble de données a permis aux astronomes non seulement de mesurer les distances pour beaucoup plus de ces galaxies qu'auparavant – un total de 1600 – mais aussi d'en savoir beaucoup plus sur chacune d'entre elles. Étonnamment, 72 nouvelles galaxies ont été découvertes qui avaient échappé à l'imagerie en profondeur avec le télescope spatial Hubble de la NASA/ESA. Crédit : Collaboration ESO/MUSE HUDF

Les astronomes utilisant l'instrument MUSE sur le Very Large Telescope de l'ESO au Chili ont mené l'étude spectroscopique la plus approfondie jamais réalisée. Ils se sont concentrés sur le champ ultra-profond de Hubble, mesurant les distances et les propriétés de 1600 galaxies très faibles, dont 72 galaxies qui n'avaient jamais été détectées auparavant, même par Hubble lui-même. Cet ensemble de données révolutionnaire a déjà donné lieu à 10 articles scientifiques qui sont publiés dans un numéro spécial d'Astronomy & Astrophysics. Cette mine de nouvelles informations donne aux astronomes un aperçu de la formation des étoiles dans l'Univers primitif et leur permet d'étudier les mouvements et d'autres propriétés des galaxies primitives, rendues possibles par les capacités spectroscopiques uniques de MUSE.

L'équipe MUSE HUDF Survey, dirigée par Roland Bacon du Centre de recherche astrophysique de Lyon (CNRS/Université Claude Bernard Lyon 1/ENS de Lyon), France, a utilisé MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) pour observer le champ ultra-profond de Hubble, une parcelle très étudiée de la constellation australe de Fornax (La Fournaise). Cela a abouti aux observations spectroscopiques les plus profondes jamais réalisées. Des informations spectroscopiques précises ont été mesurées pour 1600 galaxies, dix fois plus de galaxies que celles qui ont été minutieusement obtenues dans ce domaine au cours de la dernière décennie par des télescopes au sol.

Les images HUDF originales étaient des pionniers des observations en champ profond avec le télescope spatial NASA/ESA Hubble publié en 2004. Elles ont sondé plus profondément que jamais et ont révélé une ménagerie de galaxies remontant à moins d'un milliard d'années après le Big Bang. La zone a ensuite été observée à plusieurs reprises par Hubble et d'autres télescopes, ce qui a permis d'obtenir la vue la plus profonde de l'Univers à ce jour. Maintenant, malgré la profondeur des observations de Hubble, MUSE a – parmi de nombreux autres résultats – révélé 72 galaxies jamais vues auparavant dans cette très petite zone du ciel.

Roland Bacon reprend l'histoire : « MUSE peut faire quelque chose que Hubble ne peut pas faire : il divise la lumière de chaque point de l'image en ses couleurs composantes pour créer un spectre. Cela nous permet de mesurer la distance, les couleurs et d'autres propriétés de toutes les galaxies que nous pouvons voir, y compris certaines qui sont invisibles pour Hubble lui-même.

Les données MUSE offrent une nouvelle vision des galaxies sombres et très lointaines, vues près du début de l'Univers il y a environ 13 milliards d'années. Il a détecté des galaxies 100 fois plus faibles que lors des relevés précédents, ajoutant à un champ déjà richement observé et approfondissant notre compréhension des galaxies à travers les âges.

L'enquête a mis au jour 72 galaxies candidates connues sous le nom d'émetteurs Lyman-alpha qui ne brillent qu'en lumière Lyman-alpha. La compréhension actuelle de la formation des étoiles ne peut pas complètement expliquer ces galaxies, qui semblent simplement briller de mille feux dans cette seule couleur. Parce que MUSE disperse la lumière dans ses couleurs composantes, ces objets deviennent apparents, mais ils restent invisibles dans les images directes profondes telles que celles de Hubble.

"MUSE a la capacité unique d'extraire des informations sur certaines des premières galaxies de l'Univers - même dans une partie du ciel qui est déjà très bien étudiée", explique Jarle Brinchmann, auteur principal de l'un des articles décrivant les résultats de cette enquête. , de l'Université de Leiden aux Pays-Bas et de l'Institut d'astrophysique et des sciences spatiales de la CAUP à Porto, au Portugal. "Nous apprenons des choses sur ces galaxies qui ne sont possibles qu'avec la spectroscopie, comme le contenu chimique et les mouvements internes - pas galaxie par galaxie mais tout à la fois pour toutes les galaxies!"

Une autre découverte majeure de cette étude a été la détection systématique de halos d'hydrogène lumineux autour des galaxies dans l'Univers primitif, offrant aux astronomes un moyen nouveau et prometteur d'étudier comment la matière entre et sort des galaxies primitives.

De nombreuses autres applications potentielles de cet ensemble de données sont explorées dans la série d'articles, et elles incluent l'étude du rôle des galaxies faibles pendant la réionisation cosmique (à peine 380 000 ans après le Big Bang), les taux de fusion des galaxies lorsque l'Univers était jeune, les vents galactiques , la formation des étoiles ainsi que la cartographie des mouvements des étoiles dans l'Univers primitif.

« Remarquablement, ces données ont toutes été prises sans l'utilisation de la récente mise à niveau de l'installation d'optique adaptative de MUSE. L'activation de l'AOF après une décennie de travail intensif des astronomes et ingénieurs de l'ESO promet encore plus de données révolutionnaires à l'avenir », conclut Roland Bacon.

Cette recherche a été présentée dans une série de 10 articles à paraître dans la revue Astronomy & Astrophysics.


Le modèle standard est-il erroné à propos de la constante de Hubble ?

Comprendre la constante de Hubble, la vitesse à laquelle l'Univers s'étend, est l'un des chiffres cruciaux dont l'astrophysique a besoin pour mieux comprendre le Cosmos. Il existe plusieurs façons de mesurer ce taux, mais chaque mesure produit des résultats très différents, formant l'un des grands mystères de l'astronomie moderne.

Les données d'une nouvelle étude de l'expansion du Cosmos, menée par des astronomes utilisant une collection internationale de radiotélescopes, ajoutent encore au mystère. Cette étude a trouvé des taux d'expansion similaires à ceux observés par d'autres observatoires, qui (dans l'ensemble) diffèrent significativement des prédictions.

Les galaxies de cette étude ont été vues se blottir plus près que prévu dans les calculs basés soit sur le « modèle standard » de l'Univers, soit sur le fond diffus cosmologique (CMB — en gros, l'« écho » du Bag Bang). Cela pourrait suggérer que l'une des théories sous-jacentes de la physique est peut-être incorrecte.

« Notre mesure de la constante de Hubble est très proche des autres mesures récentes, et statistiquement très différente des prédictions basées sur le CMB et le modèle cosmologique standard. Tout indique que le modèle standard doit être révisé », a déclaré James Braatz, de l'Observatoire national de radioastronomie (NRAO).

Je les appelle « Mégamasers… »

Des observations antérieures contestant les valeurs théoriques de la constante de Hubble reposaient sur des mesures précises de la distance aux galaxies lointaines. Il est assez simple de mesurer la vitesse à laquelle les objets, y compris les galaxies, s'éloignent de nous. Ce qui est plus difficile, c'est de trouver la distance avec ces corps.

Le projet de cosmologie Megamaser utilise un réseau international de radiotélescopes pour mesurer la constante de Hubble en découvrant et en étudiant des galaxies dont les astronomes peuvent mesurer avec précision la distance. La méthode de détection utilisée dans cette étude est indépendante des données utilisées dans des études antérieures, fournissant un support supplémentaire pour les mesures expérimentales de la constante de Hubble.

La constante de Hubble, conçue pour la première fois en 1929 par l'astronome Edwin Hubble, n'est pas une simple vitesse, comme on pourrait penser à une voiture roulant à 70 kilomètres à l'heure. Parce que l'Univers entier est en expansion, on voit des objets plus éloignés s'éloigner de nous plus rapidement que les corps proches. Ce taux est généralement pensé en utilisant les unités à consonance bizarre de kilomètres par seconde par méga parsec (km/s/Mpc).

Les calculs théoriques prédisent que les galaxies devraient se déplacer à une vitesse d'environ 67 km/s/Mpc — pour chaque mégaparsec (3 260 000 années-lumière) loin de nous, leur vitesse augmente de 67 kilomètres par seconde.

Cependant, les observations suggèrent un taux d'expansion significativement plus élevé, plus proche de 74 km/sec/Mpc. Ces découvertes, environ 10 pour cent plus élevées que les prédictions, posent un mystère important en cosmologie.

D'une certaine distance…

Les astronomes sont capables de mesurer des distances dans l'espace en utilisant une ou plusieurs techniques.

La plus simple d'entre elles, pour les objets proches de nous, s'appelle la méthode de la parallaxe. Deux images sont prises d'une étoile ou d'un autre objet à six mois d'intervalle. Si un objet est suffisamment proche de notre système solaire, il semblera s'être déplacé contre les étoiles de fond, lorsque la Terre était à des points opposés de son orbite autour du Soleil, créant une parallaxe. La première mesure de la distance à une étoile a été réalisée en 1838.

Au-delà d'une certaine distance, cet effet devient trop faible pour être mesuré. Ensuite, les astronomes utilisent des bougies standard - des objets avec une luminosité standard. En mesurant la luminosité d'un tel objet depuis la Terre et en connaissant sa luminosité intrinsèque, il devrait théoriquement être possible de déterminer sa distance par rapport à la Terre. Connaître cette distance et à quelle vitesse on la voit s'éloigner de nous permet aux astronomes de déterminer la constante de Hubble insaisissable.

Deux types d'objets que les astronomes utilisent comme bougies standard sont les étoiles variables Céphides et un type spécifique d'éruption stellaire appelé supernovae de type 1a.

Un autre moyen de mesurer le taux d'expansion de l'Univers consiste à observer la lumière provenant de quasars lointains, déformée lorsqu'elle se déplace autour du champ gravitationnel d'une galaxie massive. Cet arrangement peut diviser l'image du quasar distant en plusieurs images, chacune arrivant sur Terre à des moments légèrement différents. En mesurant ces différences de temps, et en les comparant à ce que nous savons de la géométrie physique de la galaxie intermédiaire, il devient possible de mesurer le taux d'expansion de l'Univers.

Mon, quelles grandes oreilles vous avez !

Si les observations sont correctes, cette valeur plus élevée que prévu pour la constante de Hubble poserait de sérieuses questions pour de grandes parties du modèle standard de l'Univers. Connue sous le nom de modèle Lambda Cold Dark Matter (Lambda CDM), cette idée prédit la composition de toute la matière et de l'énergie de l'Univers - matière ordinaire, matière noire et énergie noire. (Lambda fait référence à la constante cosmologique d'Einstein, représentant l'énergie noire.)

Ce cadre fournit également notre compréhension de base de l'évolution de l'Univers depuis le Big Bang.

En examinant des galaxies contenant du gaz moléculaire aquifère, les astronomes ont concentré leur attention sur des trous noirs supermassifs près des centres de ces étoiles. Les galaxies qui tournent de telle manière qu'elles sont vues presque par la tranche, vues de la Terre, produisent des émissions appelées masers, similaires aux grands lasers d'ondes radio produits naturellement. Lorsque ces ondes passent autour d'un objet massif, la lumière est effectuée d'une manière qui peut être analysée pour produire des mesures précises de la constante de Hubble.

Les astronomes ont jeté leur dévolu sur quatre galaxies, trouvées entre 168 et 431 millions d'années-lumière de la Terre. Ils ont mis certains des radiotélescopes les plus puissants au monde à la recherche de rayonnement maser, notamment le Very Long Baseline Array (VLBA), le Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) et le Robert C. Byrd Green Bank Telescope (GBT), avec le télescope Effelsberg en Allemagne.

Une fois l'étude terminée, les chercheurs ont atteint à peu près la même valeur que la plupart des données expérimentales - 73,9 km/sec/Mpc.

La science est, idéalement, basée sur un équilibre entre les prédictions de la théorie et la réalité de l'expérience. Cette dernière étude pourrait apporter une preuve supplémentaire à l'idée que le modèle standard de l'Univers pourrait nécessiter une nouvelle interprétation significative.

James Maynard est le fondateur et éditeur de The Cosmic Companion. C'est un natif de la Nouvelle-Angleterre devenu rat du désert à Tucson, où il vit avec sa charmante épouse, Nicole, et Max le chat.

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Le renouveau de la spectroscopie amateur

Par : Maurice V. Gavin 21 juillet 2006 0

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Spectre de l'étoile Wolf-Rayet de magnitude 8 WR 135 à Cygnus.

L'auteur a obtenu cet échantillonnage de spectres stellaires avec l'un de ses premiers spectrographes qui utilisait un prisme objectif de 9 pouces de diamètre. Plusieurs raies d'émission importantes (et leurs longueurs d'onde en angströms) sont marquées dans le spectre de l'étoile Beta Lyrae. La classification spectrale de chaque étoile est donnée entre parenthèses. La raie d'absorption importante à 7584 angströms dans le proche infrarouge est l'absorption A due à l'oxygène dans l'atmosphère terrestre. Parce que ces spectres ont été formés par un prisme, la dispersion varie en fonction de la longueur d'onde avec la lumière bleue à gauche étalée plus que la lumière rouge à droite.

Les spectres se déclinent en deux types de base. Un spectre continu est produit par la lumière d'un gaz solide, liquide ou dense brillant comme la surface d'une étoile. La longueur d'onde de son intensité maximale dépend de la température de l'objet. Un gaz incandescent de faible densité produit un spectre de raies d'émission. Une source continue vue à travers un gaz de faible densité montre un spectre continu avec des raies d'absorption (illustrées) si le gaz est plus froid que la source, ou avec des raies d'émission s'il est plus chaud.

La caméra CCD remarquablement sensible est également devenue un outil pour les astronomes amateurs, et elle a ravivé leur intérêt pour la spectroscopie. Désormais, un modeste télescope d'arrière-cour peut étudier les atmosphères planétaires de Vénus, Titan, Uranus et Neptune, ou enregistrer les décalages vers le rouge des quasars aux confins de l'univers. La puissance d'Internet permet de publier une observation dans le monde entier presque instantanément, invoquant un échange vital et stimulant d'informations et d'idées.

Les premiers spectroscopistes amateurs n'ont pas eu à lutter contre le fléau moderne de la pollution lumineuse. Heureusement, la plupart des cibles faibles d'intérêt pour les amateurs sont des sources ponctuelles semblables à des étoiles. Placer une fente à l'entrée du spectroscope aidera à masquer la lucarne dégradante. Il est également possible de prendre une série de courtes expositions CCD et de les additionner pour une longue exposition efficace. Les deux techniques sont utilisées avec succès par les spectroscopistes amateurs observant depuis des zones suburbaines.

Il y a toujours un compromis entre la résolution spectrale (le détail visible dans un spectre) et la luminosité de la cible. La diffusion de la lumière dans un long spectre améliore la résolution mais réduit considérablement l'intensité. L'astuce consiste à adapter le spectrographe à la tâche à accomplir, car aucun instrument ne peut faire face à toutes les applications.

Dans les années 1980, j'ai construit un spectrographe solaire qui produisait un spectre de 40 pouces de long et pouvait résoudre des détails aussi fins que 0,04 angström sur film. Des segments de ce spectre coloré ont été capturés en instantanés de moins de 1/10 de seconde. Récemment, j'ai enregistré les spectres de quasars distants plusieurs milliards de fois plus faibles que le Soleil en utilisant un simple spectrographe CCD et des expositions de moins d'une heure. Le spectre complet ne mesurait que 2 millimètres de long avec une dispersion de 40 angströms par pixel sur la puce CCD de l'appareil photo. Néanmoins, cette faible résolution était encore suffisante pour détecter les fortes raies d'émission d'hydrogène du quasar décalées vers l'extrémité rouge du spectre.

L'auteur a fabriqué ce spectrographe CCD sans fente pour son télescope Schmidt-Cassegrain avec un prisme, récupéré d'un spectroscope à vision directe, qui a trois prismes cimentés ensemble. Étant donné que la lumière passant à travers les prismes doit être collimatée, une lentille de Barlow (à gauche) est placée devant les prismes et le spectre résultant est focalisé sur le CCD avec un objectif de caméra.

Ce diagramme schématique montre comment le spectrographe CCD sans fente de l'auteur fonctionne avec son télescope Schmidt-Cassegrain.

Ces spectres ont été formés en projetant l'image d'un point et d'une ligne de lumière à travers un réseau de diffraction Rainbow Optics. Alors que les étoiles produisent des spectres de source ponctuelle étroits, les logiciels de traitement d'images peuvent étirer le spectre verticalement pour montrer plus facilement les caractéristiques d'émission et d'absorption.

Ce diagramme schématique montre comment un réseau de diffraction produit une image d'ordre zéro et un spectre de premier ordre.

Optique arc-en-ciel. Placé à environ un pouce devant la puce CCD et attaché à un télescope (de préférence de f/6 à f/10), il produit des spectres basse résolution satisfaisants qui permettront à tout spectroscopiste potentiel de fonctionner après une soirée ou deux. .

L'amateur texan James Bryan obtient des spectres avec un spectrographe CCD fabriqué par Optomechanics Research à Vail, Arizona, attaché à son réflecteur Ritchey-Chrétien de 16 pouces.

Le temps d'observation pour la plupart des télescopes professionnels est réservé des mois à l'avance. Les horaires flexibles des amateurs leur donnent cependant un net avantage lorsqu'il s'agit d'observer des événements transitoires tels que de nouvelles comètes, novae ou supernovae. Il existe également une tendance croissante à la coopération professionnelle avec les amateurs, en particulier dans les domaines de la surveillance à long terme. Il n'y a aucune raison pour que, dans les limites de l'instrumentation amateur, cela n'inclue désormais les observations spectroscopiques amateurs.

Que peut observer avec succès le spectroscopiste amateur, que ce soit pour la science ou la satisfaction ? Le système solaire, dominé par des cibles lumineuses, est un bon point de départ. L'atmosphère de Vénus contient du dioxyde de carbone qui a été détecté avec des spectrographes amateurs. Les géantes gazeuses — Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune — ont de fortes raies d'absorption du méthane dans leurs spectres, qui sont relativement faciles à enregistrer. Le satellite Titan de Saturne montre également des raies de méthane dans son atmosphère. Les raies moléculaires complexes des spectres cométaires sont à la portée du spectroscopiste de basse-cour.

Ce spectre de Beta Lyrae montre des raies d'émission proéminentes dues à l'hélium chaud et à l'hydrogène gazeux entourant cette étoile binaire inhabituelle. 'Le spectre de ce système est particulièrement intéressant,' écrit Bryan, 'car il change constamment.'

Assister à l'expansion de l'univers ne semble guère être une activité d'arrière-cour, mais le spectre de l'auteur du quasar 3C 273 de magnitude 13 en Vierge montre clairement les lignes d'émission d'hydrogène décalées vers le rouge en raison de la vitesse de récession du quasar de 44 000 kilomètres par deuxième. Le spectre de référence de Beta Leonis montre la position de ces raies (dans ce cas comme caractéristiques d'absorption) pour une source 'fixe' par rapport à l'observateur. D'autres exemples de décalages vers le rouge du quasar de Gavin apparaissent à la page 14 du document de juin 1999 Ciel et télescope.


Un levé spectroscopique sonde des profondeurs inexplorées du champ ultra-profond de Hubble

Cette image couleur montre la région de Hubble Ultra Deep Field, une région minuscule mais très étudiée dans la constellation de Fornax, telle qu'observée avec l'instrument MUSE sur le Very Large Telescope de l'ESO. Mais cette image ne donne qu'une vision très partielle de la richesse des données MUSE, qui fournissent également un spectre pour chaque pixel de l'image. Cet ensemble de données a permis aux astronomes non seulement de mesurer les distances pour beaucoup plus de ces galaxies qu'auparavant – un total de 1600 – mais aussi d'en savoir beaucoup plus sur chacune d'entre elles. Étonnamment, 72 nouvelles galaxies ont été découvertes qui avaient échappé à l'imagerie en profondeur avec le télescope spatial Hubble de la NASA/ESA. Crédit:
Collaboration ESO/MUSE HUDF

Les astronomes utilisant l'instrument MUSE sur le Very Large Telescope de l'ESO au Chili ont mené l'étude spectroscopique la plus approfondie jamais réalisée. Ils se sont concentrés sur le champ ultra-profond de Hubble, mesurant les distances et les propriétés de 1600 galaxies très faibles, dont 72 galaxies qui n'avaient jamais été détectées auparavant, même par Hubble lui-même.

Cet ensemble de données révolutionnaire a déjà donné lieu à 10 articles scientifiques qui sont publiés dans un numéro spécial d'Astronomy & Astrophysics. Cette mine de nouvelles informations donne aux astronomes un aperçu de la formation des étoiles dans l'Univers primitif et leur permet d'étudier les mouvements et d'autres propriétés des galaxies primitives, rendues possibles par les capacités spectroscopiques uniques de MUSE.

L'équipe MUSE HUDF Survey, dirigée par Roland Bacon du Centre de recherche astrophysique de Lyon (CNRS/Université Claude Bernard Lyon 1/ENS de Lyon), France, a utilisé MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) pour observer le champ ultra-profond de Hubble ( heic0406), une parcelle très étudiée de la constellation australe de Fornax (La Fournaise). Cela a abouti aux observations spectroscopiques les plus profondes jamais réalisées. Des informations spectroscopiques précises ont été mesurées pour 1600 galaxies, dix fois plus de galaxies que celles qui ont été minutieusement obtenues dans ce domaine au cours de la dernière décennie par des télescopes au sol.

Les images HUDF originales étaient des pionnières dans les observations en champ profond avec le télescope spatial NASA/ESA Hubble publié en 2004. Elles ont sondé plus profondément que jamais et ont révélé une ménagerie de galaxies datant de moins d'un milliard d'années après le Big Bang. La zone a ensuite été observée à plusieurs reprises par Hubble et d'autres télescopes, ce qui a permis d'obtenir la vue la plus profonde de l'Univers à ce jour. Maintenant, malgré la profondeur des observations de Hubble, MUSE a – parmi de nombreux autres résultats – révélé 72 galaxies jamais vues auparavant dans cette très petite zone du ciel.

Roland Bacon reprend l'histoire : « MUSE peut faire quelque chose que Hubble ne peut pas faire : il divise la lumière de chaque point de l'image en ses couleurs composantes pour créer un spectre. Cela nous permet de mesurer la distance, les couleurs et d'autres propriétés de toutes les galaxies que nous pouvons voir, y compris certaines qui sont invisibles pour Hubble lui-même.

Les données MUSE offrent une nouvelle vision des galaxies sombres et très lointaines, vues près du début de l'Univers il y a environ 13 milliards d'années. Il a détecté des galaxies 100 fois plus faibles que lors des relevés précédents, ajoutant à un champ déjà richement observé et approfondissant notre compréhension des galaxies à travers les âges.

L'enquête a mis au jour 72 galaxies candidates connues sous le nom d'émetteurs Lyman-alpha qui ne brillent qu'en lumière Lyman-alpha. La compréhension actuelle de la formation des étoiles ne peut pas expliquer complètement ces galaxies, qui semblent juste briller de mille feux dans cette seule couleur. Parce que MUSE disperse la lumière dans ses couleurs composantes, ces objets deviennent apparents, mais ils restent invisibles dans les images directes profondes telles que celles de Hubble.

“MUSE has the unique ability to extract information about some of the earliest galaxies in the Universe — even in a part of the sky that is already very well studied,” explains Jarle Brinchmann, lead author of one of the papers describing results from this survey, from the University of Leiden in the Netherlands and the Institute of Astrophysics and Space Sciences at CAUP in Porto, Portugal. “We learn things about these galaxies that is only possible with spectroscopy, such as chemical content and internal motions — not galaxy by galaxy but all at once for all the galaxies!”

Another major finding of this study was the systematic detection of luminous hydrogen halos around galaxies in the early Universe, giving astronomers a new and promising way to study how material flows in and out of early galaxies.

Many other potential applications of this dataset are explored in the series of papers, and they include studying the role of faint galaxies during cosmic reionisation, measuring galaxy merger rates when the Universe was young, galactic winds, star formation as well as mapping the motions of stars in the early Universe.

“Remarkably, these data were all taken without the use of MUSE’s recent Adaptive Optics Facility upgrade. The activation of the AOF after a decade of intensive work by ESO’s astronomers and engineers promises yet more revolutionary data in the future,” concludes Roland Bacon.


Current missions

Another example is Suzaku launched by Japan in July 2005. It was jointly developed by the Institute of Space and Astronautical Science of the Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA) and NASA's Goddard Space Flight Center, and recently observed Hanny's Voorwerp.

Europe also has a stake in the X-ray observation field, in the form of the European Space Agency's (ESA) X-ray Multi-Mirror Mission, called XMM-Newton. Like Chandra, it was launched in 1999. It has recently been used to observe ultraluminous X-ray sources and find evidence of intermediate-mass black holes.


Survey of optical spectroscopy

Electromagnetic radiation is composed of oscillating electric and magnetic fields that have the ability to transfer energy through space. The energy propagates as a wave, such that the crests and troughs of the wave move in vacuum at the speed of 299,792,458 metres per second. The many forms of electromagnetic radiation appear different to an observer light is visible to the human eye, while X rays and radio waves are not.

The distance between successive crests in a wave is called its wavelength. The various forms of electromagnetic radiation differ in wavelength. For example, the visible portion of the electromagnetic spectrum lies between 4 × 10 −7 and 8 × 10 −7 metre (1.6 × 10 −5 and 3.1 × 10 −5 inch): red light has a longer wavelength than green light, which in turn has a longer wavelength than blue light. Radio waves can have wavelengths longer than 1,000 metres, while those of high-energy gamma rays can be shorter than 10 −16 metre, which is one-millionth of the diameter of an atom. Visible light and X rays are often described in units of angstroms or in nanometres. One angstrom (abbreviated by the symbol Å) is 10 −10 metre, which is also the typical diameter of an atom. One nanometre (nm) is 10 −9 metre. The micrometre (μm), which equals 10 −6 metre, is often used to describe infrared radiation.

The decomposition of electromagnetic radiation into its component wavelengths is fundamental to spectroscopy. Evolving from the first crude prism spectrographs that separated sunlight into its constituent colours, modern spectrometers have provided ever-increasing wavelength resolution. Large-grating spectrometers (see below Practical considerations: Methods of dispersing spectra) are capable of resolving wavelengths as close as 10 −3 nanometre, while modern laser techniques can resolve optical wavelengths separated by less than 10 −10 nanometre.


Measuring stellar distances

In 1543 the mathematician and astronomer Nicolaus Copernicus asserted that the earth orbits the sun. This meant that people should be able to observe the apparent shift in the position of the nearest stars from different points in the earth’s orbit. But that had not been observed in the centuries that followed. The reason was, of course, that even the nearest stars are incredibly far away and the effect being looked for is very small.

When the Royal Observatory was founded in 1820, it was equipped with the most accurate star position measuring devices available. Eleven years later Thomas Henderson used those devices to make the first believable measurements of this effect, known as “parallax”. By observing the angular “movement” of Alpha Centauri – still the second-closest star known to us – and knowing also the size of the earth’s orbit, this gave the distance to the star by simple trigonometry.

A different technology, photography, would lead to more important astronomical discoveries at the Cape. All observatories in the 19th century made precise observations of star positions one by one and published catalogues of these. In 1882 the head of the Royal Observatory, David Gill, was surprised to receive a letter from a Mr Simpson, an amateur photographer in Aberdeen, a town elsewhere in the Cape.

Simpson had managed to photograph a bright comet that had just appeared. His photographic plates were sensitive enough to register stars in the background. This led to a “lightbulb” moment for Gill: he realised that the positions of stars could now be recorded in quantity on a permanent medium, more reliably than any visual observer could ever hope to do.

So he set up a special photographic telescope using the largest lens that he could find and set about making the first photographic star catalogue. This was called the Cape Photographic Durchmusterung after its much more laboriously compiled northern hemisphere equivalent, put together in Bonn, Germany.

But it wasn’t just Cape Town that hosted an important astronomical site.

In 1903, the Johannesburg Observatory was established. It achieved its greatest success in 1915 when its director, Robert Innes, discovered a very faint star near Alpha Centauri.

On various grounds he claimed it to be the nearest star to Earth it took many years of investigation before this could be verified. The new discovery was named “Proxima Centauri”, meaning the nearest in the constellation Centaurus. Not only was it the nearest star but at that time of discovery it was the least luminous star ever discovered. Other dimmer stars have been found since, but Proxima still retains its nearest star status and its distance has been thoroughly verified from space satellites.


Successful Start of Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) Follows Record-Setting Trial Run

The disk of the Andromeda Galaxy (M31), which spans more than 3 degrees, is targeted by a single DESI pointing, represented by the large, pale green, circular overlay. The smaller circles within this overlay represent the regions accessible to each of the 5000 DESI robotic fiber positioners. In this sample, the 5000 spectra that were simultaneously collected by DESI include not only stars within the Andromeda Galaxy, but also distant galaxies and quasars. The example DESI spectrum that overlays this image is of a distant quasar (QSO) 11 billion years old. (Credit: DESI collaboration and DESI Legacy Imaging Surveys)

A five-year quest to map the universe and unravel the mysteries of “dark energy” is beginning officially today, May 17, at Kitt Peak National Observatory near Tucson, Arizona. To complete its quest, the Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) will capture and study the light from tens of millions of galaxies and other distant objects in the universe.

DESI is an international science collaboration managed by the Department of Energy’s Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab) with primary funding for construction and operations from DOE’s Office of Science.

By gathering light from some 30 million galaxies, project scientists say DESI will help them construct a 3D map of the universe with unprecedented detail. The data will help them better understand the repulsive force associated with “dark energy” that drives the acceleration of the expansion of the universe across vast cosmic distances.

Jim Siegrist, Associate Director for High Energy Physics at DOE, said “We are excited to see the start of DESI, the first next-generation dark energy project to begin its science survey. We also congratulate Berkeley Lab, which continues to enhance our capabilities for studying the nature of dark energy, since leading the initial discovery in 1999. DOE’s Berkeley Lab successfully led the 13-nation DESI team, including U.S. government, private and international contributions, in the design, fabrication, and commissioning of the world’s premier multi-object spectrograph. The strong interagency collaboration with NSF has enabled DOE to install and operate DESI on their Mayall telescope, which is required to carry out this amazing experiment. Along with its primary mission of dark energy studies, the data set will be of use by the wider scientific community for a multitude of astrophysics studies.”

What sets DESI apart from previous sky surveys? The project director, Berkeley Lab’s Michael Levi, said, “We will measure 10 times more galaxy spectra than ever obtained. These spectra get us a third dimension.” Instead of two-dimensional images of galaxies, quasars, and other distant objects, he explained, the instrument collects light, or spectra, from the cosmos such that it “becomes a time machine where we place those objects on a timeline that reaches as far back as 11 billion years ago.”

A 3D journey provided by DESI, following the path of light 11 billion years backwards through nearby bright galaxies (yellow), luminous red galaxies (red), emission-line galaxies (green), and quasars (blue) that back-light the tenuous intergalactic medium (white lines). The long, thin volume of the universe shown here fits behind your palm held at arm’s length and shows 30 thousand galaxies measured by DESI in 5 hours. DESI will survey almost one thousand times more volume over the next five years. (credit: David Kirkby/DESI collaboration)

“DESI is the most ambitious of a new generation of instruments aimed at better understanding the cosmos – in particular, its dark energy component,” said project co-spokesperson Nathalie Palanque-Delabrouille, a cosmologist at France’s Alternative Energies and Atomic Energy Commission (CEA). She said the scientific program – including her own interest in quasars – will allow researchers to address with precision two primary questions: what is dark energy and the degree to which gravity follows the laws of general relativity, which form the basis of our understanding of the cosmos.

“It’s been a long journey from the first steps that we took almost a decade ago to design the survey, then to decide which targets to observe, and now to have the instruments so that we can achieve those science goals,” Palanque-Delabrouille, said. “It’s very exciting to see where we stand today.”

The formal start of DESI’s five-year survey follows a four-month trial run of its custom instrumentation that captured four million spectra of galaxies – more than the combined output of all previous spectroscopic surveys.

Photo of a small section of the DESI focal plane, showing the one-of-a-kind robotic positioners. The optical fibers, which are installed in the robotic positioners, are backlit with blue light in this image. (Credit: DESI collaboration)

The DESI instrument was installed on the Nicholas U. Mayall 4-meter Telescope at Kitt Peak National Observatory. Kitt Peak National Observatory is a program of the National Science Foundation’s (NSF) NOIRLab, which has allowed the Department of Energy to operate the Mayall Telescope for the DESI survey. The instrument includes new optics that increase the field of view of the telescope and includes 5,000 robotically controlled optical fibers to gather spectroscopic data from an equal number of objects in the telescope’s field of view.

“We’re not using the biggest telescopes,” said Berkeley Lab’s David Schlegel, who is DESI project scientist. “It’s that the instruments are better and very highly multiplexed, meaning that we can capture the light from many different objects at once.”

In fact, the telescope “is literally pointing at 5,000 different galaxies simultaneously,” Schlegel said. On any given night, he explains, as the telescope is moved into a target position, the optical fibers align to collect light from galaxies as it is reflected off the telescope mirror. From there, the light is fed into a bank of spectrographs and CCD cameras for further processing and study.

“It’s really a factory that we have – a spectra factory,” said survey validation lead, Christophe Yeche, also a cosmologist at CEA. “We can collect 5,000 spectra every 20 minutes. In a good night, we collect spectra from some 150,000 objects.”

“But it’s not just the instrument hardware that got us to this point – it’s also the instrument software, DESI’s central nervous system,” said Klaus Honscheid, a professor of physics at Ohio State University who directed the design of the DESI instrument control and monitoring systems. He credits scores of people in his group and around the world who have built and tested thousands of DESI’s component parts, most of which are unique to the instrument.

Spectra collected by DESI are the components of light corresponding to the colors of the rainbow. Their characteristics, including wavelength, reveal information such as the chemical composition of objects being observed as well as information about their relative distance and velocity.

As the universe expands, galaxies move away from each other, and their light is shifted to longer, redder wavelengths. The more distant the galaxy, the greater its “redshift.” By measuring galaxy redshifts, DESI researchers will create a 3D map of the universe. The detailed distribution of galaxies in the map is expected to yield new insights on the influence and nature of dark energy.

“Dark energy is one of the key science drivers for DESI,” said project co-spokesperson Kyle Dawson, a professor of physics and astronomy at University of Utah. “The goal is not so much to find out how much there is – we know that about 70% of the energy in the universe today is dark energy – but to study its properties.”

The universe is expanding at a rate determined by its total energy contents, Dawson explains. As the DESI instrument looks out in space and time, he says, “we can literally take snapshots today, yesterday, 1 billion years ago, 2 billion years ago – as far back in time as possible. We can then figure out the energy content in these snapshots and see how it is evolving.”

DESI is supported by the DOE Office of Science and by the National Energy Research Scientific Computing Center, a DOE Office of Science user facility. Additional support for DESI is provided by the U.S. National Science Foundation, the Science and Technologies Facilities Council of the United Kingdom, the Gordon and Betty Moore Foundation, the Heising-Simons Foundation, the French Alternative Energies and Atomic Energy Commission (CEA), the National Council of Science and Technology of Mexico, the Ministry of Economy of Spain, and by the DESI member institutions.

The DESI collaboration is honored to be permitted to conduct scientific research on Iolkam Du’ag (Kitt Peak), a mountain with particular significance to the Tohono O’odham Nation.


Astronomical observatory

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Astronomical observatory, any structure containing telescopes and auxiliary instruments with which to observe celestial objects. Observatories can be classified on the basis of the part of the electromagnetic spectrum in which they are designed to observe. The largest number of observatories are optical i.e., they are equipped to observe in and near the region of the spectrum visible to the human eye. Some other observatories are instrumented to detect cosmic emitters of radio waves, while still others called satellite observatories are Earth satellites that carry special telescopes and detectors to study celestial sources of such forms of high-energy radiation as gamma rays and X-rays from high above the atmosphere.

Optical observatories have a long history. The predecessors of astronomical observatories were monolithic structures that tracked the positions of the Sun, Moon, and other celestial bodies for timekeeping or calendrical purposes. The most famous of these ancient structures is Stonehenge, constructed in England over the period from 3000 to 1520 bce . At about the same time, astrologer-priests in Babylonia observed the motions of the Sun, Moon, and planets from atop their terraced towers known as ziggurats. No astronomical instruments appear to have been used. The Maya people of the Yucatán Peninsula in Mexico carried out the same practice at El Caracol, a dome-shaped structure somewhat resembling a modern optical observatory. There is again no evidence of any scientific instrumentation, even of a rudimentary nature.

Perhaps the first observatory that used instruments for accurately measuring the positions of celestial objects was built about 150 bce on the island of Rhodes by the greatest of the pre-Christian astronomers, Hipparchus. There he discovered precession and developed the magnitude system used to indicate the brightness of celestial objects. The true predecessors of the modern observatory were those established in the Islamic world. Observatories were built at Damascus and Baghdad as early as the 9th–10th century ce . A splendid one was built at Marāgheh (now in Iran) about 1260 ce , and substantial modifications in Ptolemaic astronomy were introduced there. The most productive Islamic observatory was that erected by the Timurid prince Ulūgh Beg at Samarkand about 1420 he and his assistants made a catalog of stars from observations with a large quadrant. The first notable premodern European observatory was that at Uraniborg on the island of Hven, built by King Frederick II of Denmark for Tycho Brahe in 1576 ce .

The first optical telescope used to study the heavens was constructed in 1609 by Galileo Galilei, using information from Flemish pioneers in lens-making. The first major centres for astronomical study used a telescope movable only in one plane, with motion solely along the local meridian (the “transit,” or “meridian circle”). Such centres were founded in the 18th and 19th centuries at Greenwich (London), Paris, Cape Town, and Washington, D.C. By timing the passage of stars as the local meridian was swept past them by Earth’s rotation, astronomers were able to improve the accuracy of position measurements of celestial objects from a few minutes of arc (before the advent of the telescope) to less than a tenth of a second of arc.

One notable observatory built and operated by an individual was that of Sir William Herschel, assisted by his sister, Caroline Herschel, in Slough, England. Known as Observatory House, its largest instrument had a mirror made of speculum metal, with a diameter of 122 cm (48 inches) and a focal length of 17 metres (40 feet). Completed in 1789, it became one of the technical wonders of the 18th century.

Today the site of the world’s largest grouping of large optical telescopes is atop Mauna Kea on the island of Hawaii. Most notable in this array of instruments are the two 10-metre (394-inch) Keck telescopes, the 8.2-metre (320-inch) Subaru Telescope, and the two 8.1-metre (319-inch) Gemini telescopes. The largest modern-day optical telescope is the 10.4-metre (409-inch) Gran Telescopio Canarias reflector on La Palma, in the Canary Islands, Spain.

The ability to observe the universe in the radio region of the spectrum was developed during the 1930s. The American engineer Karl Jansky detected radio signals from the centre of the Milky Way Galaxy in 1931 by means of a linear directional antenna. Soon thereafter the American engineer and astronomer Grote Reber constructed a prototype of the radio telescope, a bowl-shaped antenna 9.4 metres (31 feet) in diameter.

Today’s radio telescopes are capable of observing at most wavelength regions, from a few millimetres to about 20 metres. They vary in construction, though they are typically huge movable dishes. The world’s largest steerable dish is the 100-metre (328-foot) telescope at Green Bank, West Virginia. The largest single-unit radio telescope is the Five-hundred-metre Aperture Spherical radio Telescope (FAST) located in Guizhou province, China. Lying level in a natural depression, the main antenna of this instrument has a diameter of 500 metres (about 1,600 feet). Limited aiming capability is allowed by Earth’s motion and by some movement of the panels of the dish and of the overhanging antenna.

One other significant radio telescope is the Very Large Array (VLA), operated by the National Radio Astronomy Observatory. Located near Socorro, New Mexico, the VLA is composed of 27 individual radio telescopes, each of which is 25 metres (81 feet) in diameter. These instruments are not only steerable but also movable over railroad tracks in the shape of a large Y. Each arm of the Y is 21 km (13 miles) long. The purpose of the VLA is to obtain extremely high-resolution imaging of cosmic radio sources. The resolving ability of a telescope, whether radio or optical, improves with increasing diameter. The individual dishes of the VLA work in precise unison to fabricate a large radio telescope having an effective diameter of 27 km (16.7 miles).

With the advent of the space age, the capability of astronomical instruments to orbit above Earth’s absorbing and distorting atmosphere enabled astronomers to build telescopes sensitive to regions of the electromagnetic spectrum besides those of visible light and radio waves. Since the 1960s, orbiting observatories have been launched to observe gamma rays (Compton Gamma Ray Observatory and Fermi Gamma-ray Space Telescope), X-rays (Chandra X-ray Observatory and XMM-Newton), ultraviolet radiation (International Ultraviolet Explorer and Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer), and infrared radiation (Infrared Astronomical Satellite and Spitzer Space Telescope). The Hubble Space Telescope, which launched in 1990, observed mainly in visible light. Several satellite observatories such as Herschel, Planck, and the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe have even been placed at the second Lagrangian point (L2) of the Earth-Moon system, a gravitational balance point between Earth and the Sun and 1.5 million km (0.9 million miles) opposite the Sun from Earth. Satellites at L2 are isolated from Earth’s infrared and radio emissions and are also more thermally stable than Earth-orbiting satellites that are alternately cooled and heated as they pass in and out of Earth’s shadow.