Γιατί η παρατήρηση στην αστρονομία γίνεται σε διαφορετικά μήκη κύματος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος.
Στην αστροφυσική και κοσμολογία η παρατήρηση έχει βασικό στόχο τη συλλογή του φωτός που προέρχεται από διάφορες αστρονομικές πηγές. Χρησιμοποιείται η μέθοδος Multi Messenger Astronomy.
Μία αστρονομική πηγή ακτινοβολεί σε μεγάλο εύρος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, από τις ακτίνες γ και Χ υψηλών ενεργειών έως και το ραδιοφωνικό φάσμα. Για να πάρουμε την πληροφορία που θέλουμε για ένα ουράνιο σώμα, συνδυάζουμε τις πληροφορίες από πολλά τηλεσκόπια τα οποία λειτουργούν σε διαφορετικά μήκη κύματος του φάσματος της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας.
Τι πληροφορίες όμως λαμβάνουμε από την παρατήρηση μίας αστρονομικής πηγής σε διαφορετικές περιοχές του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος;
Ας υποθέσουμε ότι θα μελετήσουμε έναν σύνθετο αστρονομικό στόχο: ένα σύστημα αποτελούμενο από αστέρες, αλλά και μεσοαστρική ύλη, σκόνη και αέριο, δηλαδή έναν γαλαξία. Σε έναν τυπικό γαλαξία (όπως ο Γαλαξίας μας), συνυπάρχουν νεαρά και γηραιά άστρα, μεσοαστρική ύλη που καταρρέει και δημιουργεί νέα άστρα, καθώς και μεσοαστρική ύλη που εκτινάσσεται από εκρήξεις σουπερνόβα.
Ας συλλέξουμε τώρα την ακτινοβολία του γαλαξία σε διάφορες φασματικές περιοχές:
Ορατό φάσμα: Η περιοχή του φάσματος που ανιχνεύει το ανθρώπινο μάτι. Παρατηρώντας και απεικονίζοντας έναν γαλαξία σε αυτή τη φασματική περιοχή συλλέγουμε φως που εκπέμπεται από αστρικούς πληθυσμούς του γαλαξία. Αν όμως ένας γαλαξίας είναι άφθονος σε μεσοαστρική σκόνη, η αστρική ακτινοβολία θα απορροφάται σε ένα σημαντικά μεγάλο ποσοστό της. Σκοτεινές περιοχές απορρόφησης θα εμποδίζουν τη θέαση του γαλαξία σε μεγάλο βάθος.
Υπεριώδες φάσμα: Ισχυροί πομποί υπεριώδους ακτινοβολίας είναι οι αστέρες μικρής ηλικίας που έχουν σχηματιστεί πρόσφατα, αλλά και αστέρες που βρίσκονται στα τελευταία στάδια της εξέλιξής τους. Και αυτή η ακτινοβολία θα εμποδίζεται σε περιοχές με άφθονη μεσοαστρική σκόνη.
Υπέρυθρο φάσμα: Η σκόνη του γαλαξία απορροφά την αστρική ακτινοβολία, θερμαίνεται, και επανεκπέμπει στην υπέρυθρη φασματική περιοχή. Στο κοντινό υπέρυθρο (υπέρυθρες συχνότητες πλησίον του οπτικού) ανιχνεύουμε την εκπομπή της θερμής σκόνης αλλά και ακτινοβολία προερχόμενη από σχετικά ψυχρούς γίγαντες αστέρες, η οποία μάλιστα σε αυτά τα μήκη κύματος δεν παρουσιάζει σημαντική απορρόφηση. Στο μακρινό υπέρυθρο μπορούμε να ανιχνεύσουμε την ψυχρή σκόνη του γαλαξία.
Ραδιοφωνικό φάσμα: Ένας γαλαξίας είναι επιπλέον ισχυρή πηγή ραδιοφωνικής εκπομπής. Η κύρια προέλευση αυτής της εκπομπής στις χαμηλές συχνότητες είναι άρρηκτα συνδεδεμένη με το μαγνητικό του πεδίο. Η απεικόνιση της ακτινοβολίας του σε αυτή τη φασματική περιοχή μας καταδεικνύει τις περιοχές του όπου ηλεκτρόνια επιταχύνονται σε σπειροειδείς τροχιές και με πολύ υψηλές ταχύτητες λόγω του γαλαξιακού μαγνητικού πεδίου. Σε υψηλότερες συχνότητες του ραδιοφωνικού φάσματος η ακτινοβολία προέρχεται από τις ιονισμένες περιοχές του γαλαξία (μεσοαστρική ύλη σε κατάσταση πλάσματος). Πρόκειται για τις περιοχές με την εντονότερη γέννηση νέων άστρων.
Φάσμα ακτίνων Χ: Ένας τυπικός γαλαξίας ακτινοβολεί στις ακτίνες Χ λόγω της περιεκτικότητάς του σε εξαιρετικά θερμό αέριο (θερμοκρασίας εκατομμυρίων βαθμών Kelvin!). Η θέρμανση του αερίου συνδέεται με φαινόμενα όπως οι εκρήξεις σουπερνόβα και η πτώση υλικού στη μελανή οπή που φιλοξενεί στο κέντρο του.
Φάσμα ακτίνων γ: Τέτοια εντυπωσιακά αστρονομικά φαινόμενα, όπως οι εκρήξεις σουπερνόβα και οι μελανές οπές, ή οι αστέρες νετρονίων και οι συγκρούσεις ουράνιων σωμάτων, εκμπέπουν ακτίνες γ υψηλών ενεργειών, η ανίχνευση των οποίων μας επιτρέπει να τα ιχνηλατήσουμε. Οι ακτίνες γ παράγονται κατά την αλληλεπίδραση κοσμικών ακτίνων με το μεσοαστρικό αέριο, κατά τις εκρήξεις σουπερνόβα αλλά και κατά την κίνηση ηλεκτρονίων με σχετικιστικές ταχύτητες (συγκρίσιμες με την ταχύτητα του φωτός) στο μαγνητικό πεδίο του γαλαξία.