Orientace na obloze | Dalekohledy

Dalekohled byl vynalezen na počátku 17. století v Holandsku. Galileo Galilei si vyrobil vlastní exemplář, který použil k pozorování oblohy v roce 1609. Objevil úžasný svět, dosud skrytý lidským očím. Objevil krátery na Měsíci, fáze Venuše, čtyři největší měsíce planety Jupiter, rozlišil některé hvězdy v mléčné dráze a na Slunci pozoroval sluneční skvrny. Od těch dob jsou dalekohledy jednou z nezbytných pomůcek jak profesionálních, tak amatérských. astronomů. Dalekohledy nejenom, že „přibližují“ vzdálené objekty vesmíru, ale, a to je jejich hlavní výhodou, sbírají mnohem více světla než sítnice lidského oka, a umožňují nám tak spatřit objekty pro nás jinak neviditelné.

Galileo Galilei předvádí nový přístroj dóžeti benátskému.
Freska Giuseppa Bertiniho z roku 1857.

Čočkové dalekohledy (refraktory)

První dalekohledy byly jednoduché soustavy čoček. Jak rostla potřeba zachytit co nejvíce světla, tedy zvětšit průměr vstupní čočky (objektivu), začaly se objevovat i nevýhody těchto dalekohledů. Byly to především různé vady čoček. Světelné paprsky procházející optickou soustavou nezobrazují předměty přesně, protože průchodem optickou soustavou mění svou strukturu. Projevovaly se vady astigmatickéAstigmatismus – optická vada, při které se dva mimoosé paprsky zobrazí do dvou různých ohnisek kolmo na osu. Astigmatické zrcadlo je konstruováno tak, že tuto vadu nemá., kulové a komaKoma (optická vada) – optická vada, při které se bodový objekt zobrazí jako útvar připomínající hlavu komety. Jde o formu nepravidelného astigmatismu, která není korigovatelná běžnými prostředky.. U jasnějších objektů se projevovala také barevná vada. Většina vad optických soustav se dala odstranit s pomocí korekčních čoček, ale výroba takových „dokonalých“ soustav byla neobyčejně složitá a jejich cena neúměrně vzrůstala. Základní dalekohled zkonstruovaný ze dvou spojných čoček se dnes nazývá Keplerův dalekohled.

Čočkové dalekohledy narazily na základní technologickou bariéru při průměru kolem jednoho metru. Takové čočky už byly velmi těžké a svou vlastní vahou měnily tvar vybroušené plochy. Ukázalo se, že pro větší průměry jsou vhodnější zrcadlové dalekohledy. Vůbec největší čočkový dalekohled byl zkonstruován pro Světovou výstavu, která se konala v roce 1900 v Paříži. Dalekohled měl průměr čočky objektivu 1,25 metru a stavěl se od roku 1892. Ohnisková vzdálenost dalekohledu byla 57 metrů. Dalekohled měl především ohromit návštěvníky výstavy. S kolosem se nedalo pohybovat a vědeckých pozorování bylo učiněno poskrovnu. Světlo bylo do dalekohledu vedeno přes pomocný siderostatSiderostat – speciální zrcadlová montáž, na které se rovinné zrcadlo pohybuje tak, aby se sledovaná hvězda v centru zorného pole nepohybovala. Ostatní objekty kolem ní opisují kružnice. Signál ze siderostatu je zpravidla veden do nějaké nepohyblivé optické soustavy., který umožnil alespoň minimální výběr místa pozorování na obloze. Po výstavě byl tento gigant rozebrán a společnost, která ho zkonstruovala, zkrachovala.

Největší čočkový dalekohled o průměru 1,25 metru zkonstruovaný pro Světovou
výstavu v Paříži (1900). Napravo je záběr z umísťování dalekohledu.

Největším dnes provozovaným čočkovým dalekohledem je přístroj na Yerkesově observatoři ve Wisconsinu, který obsluhuje Chicagská univerzita. Průměr čočky je 102 centimetrů. Dalekohled byl postaven v roce 1897. Druhé místo zaujímá Švédský sluneční dalekohledSST – Swedish Sun Telescope, Švédský sluneční dalekohled. Věžový sluneční čočkový dalekohled o průměru 97 cm, uvedený do provozu na Kanárskývh ostrovech v roce 2002. Prostor dalekohledu je vakuován, dalekohled používá adaptivní optiku. Obraz je mimořádně ostrý a na Slunci rozliší detaily o velikosti pouhých 70 km. umístěný na Kanárském ostrově La Palma. Průměr tohoto přístroje je 97 centimetrů a byl uveden do provozu v roce 2002. Jde o vynikající přístroj pro pozorování sluneční granulace a dalších projevů sluneční činnosti.

Věž Švédského slunečnéího dalekohledu je dominantou v okolní krajině.

Zrcadlové dalekohledy (reflektory)

Pro dalekohledy s velkým průměrem objektivu je výhodnější zvolit takovou optickou soustavu, u které světlo k soustředění do ohniska nemusí projít čočkou, ale odráží se na zakřiveném zrcadle. Takových typů zrcadlových dalekohledů (reflektorů) je celá řada. Jedním z nejjednodušších je typ Newtonův. Světlo se zde odráží od parabolického zrcadla a ještě před průchodem ohniska je odkloněno stranou do okuláru. Podobně je řešen i typ Huygensův, který je technologicky náročnější. Primární zrcadlo je sice také parabolické, ale osa paraboloidu není ve středu zrcadla, ale blízko jeho okraje. Primární ohnisko se potom nenachází v tělese dalekohledu, ale vně a odpadají problémy s odklonem paprsků do okuláru. Zrcadla dalekohledů se odlévají ze speciálních skel, která se potom brousí do správného tvaru a nakonec pokoví vhodnou odraznou vrstvou.

Skotský matematik James Gregory navrhl v roce 1663 první zrcadlový dalekohled s vrtaným primárním zrcadlem a konkávním sekundárním zrcadlem za primárním ohniskem. Světelný svazek se odráží od sekundárního zrcadla a vrací se pak v ose dalekohledu otvorem v primárním zrcadle do okuláru. Výhoda tohoto typu spočívá v tom, že má podstatně delší ohniskovou vzdálenost a umožňuje tak větší rozlišení i zvětšení. Bohužel technologie výroby nebyla v té době natolik kvalitní, aby z návrhu vzešel okamžitě funkční dalekohled. Později se však Gregoryho systémDalekohled Gregoryho – zrcadlový dalekohled, který navrhl skotský matematik James Gregory v roce 1663. Má vrtané primární zrcadlo a konkávní sekundární zrcadlo za primárním ohniskem. Světelný svazek se odráží od sekundárního zrcadla a vrací se pak otvorem v primárním zrcadle do okuláru. Na rozdíl od jiných dalekohledů není obraz převrácený. ujal a stal se základem mnoha dalekohledů. Na rozdíl od jiných dalekohledů není obraz převrácený.

Téměř neznámý francouzský sochař a vědec Sieur Cassegrain navrhl v roce 1672 obdobný systém s konvexním sekundárním zrcadlem před primárním ohniskem. Obraz v tomto dalekohledu je převrácený. Cassegrainův systémCassegrainův dalekohled – zrcadlový dalekohled s vrtaným primárním zrcadlem a s vydutým sekundárním zrcadlem před primárním ohniskem. Světelný svazek se odráží od sekundárního zrcadla a vrací se pak v ose dalekohledu otvorem v primárním parabolickém zrcadle do okuláru. Výhoda tohoto typu spočívá v tom, že má podstatně delší ohniskovou vzdálenost a umožňuje tak větší rozlišení. Systém navrhl téměř neznámý francouzský sochař a vědec Sieur Cassegrain v roce 1672.  se stal standardem většiny zrcadlových dalekohledů současnosti.

Pro zvětšení ohniskových vzdáleností a pro odstranění některých vad se při vstupu do dalekohledu kladou světelným paprskům do cesty korekční desky. Poprvé korekční desku použil estonský astronom a optik Bernard Schmidt v roce 1930 u tzv. Schmidtovy komory určené výhradně k fotografování na fotografické desky. Fotografická deska umístěná do jednoho z ohnisek může zaznamenat i světlo objektů, od kterých k nám fotony doletí jen zřídka a pro lidské oko jsou nezaznamenatelné. U větších dalekohledů se s výhodou fotografická deska klade do primárního ohniska a zde, protože deska je rovinná, jsou korekční členy nezbytné. Dnes se do ohnisek velkých přístrojů montují zejména zobrazovací CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.)  matice. Sovětský astronom z Moskvy Dmitrij Maksutov nahradil Schmidtovu korekční desku v roce 1941 zakřivenou čočkou, tzv. meniskem. Maksutovova komora je výrobně jednodušší než Schmidtova korekční deska s komplikovanou geometrií.

Schmidtova i Maksutovova komora se často kombinuje s klasickým Cassegrainovým systémem s provrtaným primárním zrcadlem. Vzniklé dalekohledy se nazývají Schmidtův-Cassegrainův a Maksutovův-Cassegrainův. I u tři sta let starého a osvědčeného systému je někdy možné vymyslet něco nového. Dokázal to v roce 1957 americký optik John Gregory, který malou osovou část Maksutovovy korekční čočky (menisku) pokovil a využil ji jako sekundární zrcadlo. Shoda příjmení s vynálezcem prvního dalekohledu s provrtaným primárním zrcadlem je čistě náhodná.

K prvním velkým zrcadlovým dalekohledům patřil obří stroj zkonstruovaný sirem Williamem Herschellem v anglickém sídle Slough. Průměr zrcadla byl 1,2 metru a ohnisková vzdálenost 13 metrů. Stavba byla dokončena v roce 1789 a trvalo přes půl století, než byl v roce 1845 zkonstruován přístroj s ještě větším průměrem zrcadla. Průměry zrcadel se stále zvětšovaly, v roce 1919 byl na Mt. Wilsonu zprovozněn nový Hookerův dalekohled o průměru 2,5 metru a v roce 1948 pětimetrový Haleův dalekohled na Mt. Palomaru. U velkých optických přístrojů se začal projevovat neklid atmosféry, její turbulence znehodnocovaly obraz natolik, že se zdálo, že větší průměr už nemá smysl stavět. Novým snem byla stavba velkého dalekohledu na oběžné dráze kolem Země, který by netrpěl rozmary naší atmosféry. Myšlenku dovedl do zdárného konce americký teoretik a astronom Lyman Spitzer, který prosadil stavbu Hubblova vesmírného dalekohleduHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009.. Stal se ikonou moderní astronomie, ale také současně do jisté míry slepou uličkou pozorovací astronomie. Mezitím se totiž objevily dvě technologie – adaptivní optikaAdaptivní optika – slouží ke korekci vysokofrekvenčních změn obrazu způsobených zejména turbulencí atmosféry (až 500 korekcí za sekundu). Korekce se provádí počítačem řízenými posuny a deformacemi pomocných zrcátek. K vyhodnocení aktuálního tvaru vlnoplochy slouží referenční hvězda, která se musí nacházet v blízkosti pozorovaného objektu. Asi v 1% případů lze využít přirozenou hvězdu (NGS – Natural Guide Star). Většinou se používá umělá hvězda (LGS – Laser Guide Star), která se vytváří laserovým paprskem fokusovaným do výšky přibližně 90 km, kde zpětným rozptylem vzniká skvrna zářících sodíkových atomů. Druhou možností je využití Rayleighovy difúze ve výškách 10 až 20 km. Umělou hvězdu můžeme vytvořit jakkoli blízko sledovanému objektu, vyvstávají ale problémy spojené s její konečnou výškou a velikostí. a aktivní optikaAktivní optika – způsob korekce nízkofrekvenčních (0,03 Hz a nižších) deformací primárního zrcadla. Poprvé byl systém aktivní optiky vyvinut a použit pro dalekohled NTT (New Technology Telescope) o průměru 3,5 metru, který patří ESO a je umístěn na hoře La Silla. Aktivní optika by měla eliminovat především tyto jevy: stálé výrobní vady, tepelné deformace způsobené teplotním gradientem, kompenzace vlastního průhybu zrcadla způsobeného gravitací, kompenzace nízkofrekvenční složky deformace zrcadla způsobené větrem a změny způsobené přechodem mezi Nasmythovým a Cassegrainovým ohniskem., které byly schopny na velkých zrcadlových dalekohledech korigovat deformace primárního zrcadla a turbulenci atmosféry a nic už nestálo v cestě budování ještě větších optických přístrojů přímo na povrchu Země.

Ďáblův stroj – čtyřicetistopý dalekohled postavený sirem Williamem Herschelem.
Zdroj: Cambridžská univerzita / J. Bunce / J. Walker.

Aktivní a adaptivní optiku dnes využívají všechny velké dalekohledy. Vzpomeňme alespoň Velmi velký dalekohledVLT – Very Large Telescope, čtveřice dalekohledů ESO postavená v Chile na Cerro Paranal (2635 m). Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 metru (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Názvy zrcadel znamenají v Mapušštině Slunce, Měsíc, Jižní Kříž a Venuši. Sběrná plocha každého z velkých přístrojů je 53 metrů čtverečních. Dalekohledy jsou vybaveny systémem adaptivní a aktivní optiky. Další menší pomocné dalekohledy tvoří s hlavní čtveřicí výkonný interferometr o základně 200 m, jehož srdcem je od roku 2015 přístroj Gravity – interferometr druhé generace. – čtveřici dalekohledů s celistvými zrcadly o průměru 8,2 metru umístěnou na Mt. Paranal v Chile, nebo Keckův dalekohledKeck – Dvojice obřích, pohyblivých segmentovaných dalekohledů. Jsou umístěny na hoře Mauna Kea na Havajských ostrovech v nadmořské výšce 4 123 metrů. Každé zrcadlo je tvořeno 36 šestiúhelníkovými segmenty a má průměr 10 metrů. Keckovy dalekohledy byly uvedeny do provozu v letech 1993 a 1996. – dvojici desetimetrových přístrojů se segmentovanými zrcadly na hoře Mauna Kea na Havajských ostrovech. V současnosti se na hoře Cerro Armazones v Chile staví dalekohled ELTELT – Extremely Large Telescope, Extrémně velký dalekohled, pozemský dalekohled, který bude pozorovat vesmír v optickém a blízkém infračerveném oboru spektra. Staví se na chilské hoře Cerro Armazones. Do provozu má být uveden v roce 2024. Jeho primární zrcadlo bude segmentové, celkem o průměru 39,3 m. Vzhledem k brazilské podpoře projektu byl dalekohled v roce 2017 přejmenován z původního označení E-ELT (Evropský extrémně velký dalekohled) na jednodušší ELT (Extrémně velký dalekohled). – Extrémně velký dalekohled se segmentovaným zrcadlem o průměru 39 metrů. Zrcadlo bude složeno ze 798 šestiúhelníkových segmentů o průměru 1,45 metru. Kopule bude mít průměr 86 metrů a výšku 79 metrů (Petřínská rozhledna má výšku „jen“ 66 metrů). Gigantický stroj staví Evropská jižní observatořESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace byla založena v roce 1962. Postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality La Silla (2 400 m), kde je dalekohled NTT, dále Cerro Paranal (2 635 m) s čtveřicí dalekohledů VLT a planinu Llano Chajnantor (5 080 m), kde se nachází radioteleskopická síť ALMA. V současnosti je v Chile budován Extra velký dalekohled ELT, který bude zprovozněn v roce 2014 a celooblohová Observatoř Very Rubinové, která bude v rutinním provozu od roku 2023. od roku 2014. Zprovoznění dalekohledu je plánováno na rok 2024.

Velkolepý projekt obřího dalekohledu ELT. (mp4/h264, 20 MB)

Montáže dalekohledú

Všechny dalekohledy, byť sebedokonalejší, by nám byly k ničemu, pokud by nebyly pevně upevněny. Každé zachvění by u dalekohledu, který dokáže rozlišit několik úhlových vteřin, vedlo k naprostému znehodnocení pozorování. Proto se stejná pozornost jako výrobě optické soustavy věnuje také montážím dalekohledů – jejich upevnění k pevnému základu. Jenže naše planeta Země se otáčí, a tak zase tak pevné být ukotvení dalekohledu nemůže, musí mít možnost sledovat zdánlivý pohyb oblohy. Používají se dva základní typy – montáž azimutální a paralaktická.

Montáž alt-azimutální

Její jedna osa je svislá a druhá je na ni kolmá. Pohybem v jedné ose měníme výšku nad obzorem (altitude) a v druhé ose azimut (azimuth). Odtud název alt-azimutální, často se zkracuje jen na azimutální. Nevýhodou této montáže je obtížné sledování objektu na obloze, protože je nutné sledovat polohu objektu pohybem obou os. V podstatě jediným rozumným řešením je řízení pohybu v obou osách počítačem.

• Stativ s vidlicí: nejjednodušší alt-azimutální montáží je obyčejný stativ, zpravidla trojnožka, na které je umístěn dalekohled, který má pomocí otočné vidlice umožněn pohyb v obou osách. Jde o nenáročnou montáž vhodnou zejména pro amatérskou astronomii.
• Dobsonova montáž: Jednoduchá montáž, kterou vynalezl John Dobson (*1915, Čína). Od roku 1927 John Dobson žije v San Francisku. Tubus je připevněn k na zemi umístěné krabicové kolébce (často dřevěné). Vhodné zejména pro montáž Newtonova refraktoru v amatérské astronomii.

Alt-azimutální montáže. Nalevo jsou dvě vidlicové montáže, na nichž se dalekohled
pohybuje ve vodorovné a svislé ose. Napravo je Dobsonova kolébka.

Montáž paralaktická

Tato montáž se také někdy nazývá polární či rovníková. Jedna z os je nasměrována rovnoběžně se Zemskou osou (míří přibližně k Polárce) a okolo ní se otáčí přístroj dalekohledu v hodinovém úhlu (podél světového rovníku). Pohyb hvězd stačí sledovat v jediné ose, otáčení je zajištěno tzv. hodinovým strojem. Kolem polární osy se dalekohled musí otočit jednou za 24 hodin, aby kompenzoval rotaci Země.

• Německá montáž: klasická paralaktická montáž se poprvé začala používat v Německu. Hmotnost tubusu je kompenzována protizávažím, které je pro tuto montáž typické. Montáž je vhodná pro malé (zde je dražší než alt-azimutální montáž) i velké dalekohledy. Obtíže se projeví až tehdy, kdy dosáhne hmotnost dalekohledu několika tun a kloub držící šikmou osu je příliš namáhán. V takovém případě vyjde konstrukčně levněji montáž azimutální.
• Vidlicová paralaktická montáž: tubus dalekohledu je držen v těžišti jednou či dvěma vidlicemi. Odpadá protizávaží německé montáže. Často se používá pro dalekohledy typu Schmidt-Cassegrain.

Paralaktické montáže. Nalevo je německá montáž s protizávažím, napravo je kolébka,
jejíž jedna osa je rovnoběžná s rotační osou Země.

Astronomie neviditelna

Astronomická pozorování se nekonají jen v úzkém oboru viditelného světla. Další údaje astronomové získávají i z ostatních oborů elektromagnetického záření. Zemskou atmosférou prochází pouze viditelné světlo, radiovlny a část mikrovln. Proto se po optické astronomii rozvinula jako druhá v pořadí radioastronomie. Jejím zakladatelem se stal Karl Jansky, který v roce 1933 jako první pozoroval rádiový zdroj Sgr A v centru naší Galaxie. Radioteleskopy jsou založeny na podobných principech jako optické přístroje, jen jsou jejich antény větší. Největším radioteleskopem je čínský FASTFAST – Five hundred meter Aperture Spherical Telescope, čínský radioteleskop o průměru 500 metrů, který byl zprovozněn v roce 2016. Celkem 4 600 odrazných segmentů je zavěšených v krasové proláklině na unikátní lanové konstrukci, která umožňuje přesné tvarování odrazné plochy. Ohniskové přístroje pro devět pásem jsou zavěšeny nad mísou na lanech v pohyblivé kabině. Přístroj pokrývá frekvenční rozsah 0,07÷3 GHz (0,1÷4 m). s průměrem 500 metrů, na druhém místě je americké AreciboArecibo – do roku 2016 nejvýkonnější radioteleskop světa, ostrov Portoriko. Průměr antény 304 metrů, anténa vyplňuje celé údolí. Povrch tvoří 40 000 hliníkových desek. Postaven byl v roce 1963. Objevy: první extrasolární planeta, změření periody rotace Merkuru, objev podvojného pulsaru PSR 1913+16 (nepřímé potvrzení existence gravitačních vln), potvrzení Jarkovského jevu u planetky Golevka. s průměrem mísy 305 metrů.

Čínský radioteleskop FAST těsně po dokončení v roce 2016.

Přístroje pro ostatní vlnové délky musejí být vynášeny na oběžnou dráhu. Rentgenový a gama obor sledují například družicové observatoře ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″. a FermiFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10 až 300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla několikrát prodloužena, observatoř je stále funkční (2024)., infračervený obor Spitzerův vesmírný dalekohledSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology. a v mikrovlnném oboru byla zatím nejlepším detektorem sonda PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013.. Astronomie využívá i jiné zdroje informací, než je elektromagnetické vlnění. Máme řadu detektorů kosmického zářeníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku., bouřlivě se rozvíjí neutrinová astronomie a svůj křest zažila na sklonku roku 2015 i detekce gravitačních vlnGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO.. Současní astronomové tak pro výzkum hlubin vesmíru mají k dispozici celou řadu účinných nástrojů.