Teleskopi un observatorijas

Optiskie teleskopi: Kopš 17. gadsimta teleskops ir galvenais astronomu darba instruments.

Radioteleskopi un citi: Ar mūsdienu teleskopiem pēta visdažādāko starojumu, kas nāk no Visuma.

Virszemes observatorijas: Teleskopus novieto observatorijās, kas atrodas augstu kalnos vai tuksnešos.

Orbitālās observatorijas: Lai izvairītos no atmosfēras traucējošās ietekmes, teleskopus palaiž kosmosā.

Optiskie teleskopi

Pirmo teleskopu pavērsa pret debesīm itāļu astronoms un fiziķis Galileo Galilejs 1610. gadā. 17. gadsimta sākumā holandiešu optiķi sāka izgatavot tālskatus, kas pietuvināja attālus priekšmetus. Pēc vairāku mēnešu mēģinājumiem arī G. Galilejs izgatavoja šadu ierīci. Ar pirmo teleskopu viņš varēja iegūt tikai nelielu palielinājumu un samērā neskaidru attēlu, tomēr ar to izdevās ieraudzīt daudz ko līdz šim cilvēka acij apslēptu (1.att). Uz Mēness G. Galilejs ieraudzīja krāterus, kalnus un ielejas, uz Saules - plankumus. Īpaši pārsteigts zinātnieks bija, ieraugot četrus Jupitera pavadoņus, kas riņkoja ap planētu. Pagriežot teleskopu pret Piena Ceļu, viņš ieraudzīja, ka tas sastāv no milzīga daudzuma vāji spīdošu zvaigžņu.

1 .att. Galileo Galilejs veic novērojumus ar sevis izveidoto teleskopu

Optiskā teleskopa galvenā sastāvdaļa ir objektīvs. Objektīvs ir lēca vai spogulis, kas sakopo (fokusē) starojumu, veidojot debess ķermeņu attēlus. Atbilstoši objektīva tipam, izšķir refraktorus jeb lēcu teleskopus, reflektorus, jeb spoguļu teleskopus un katadioptriskos teleskopus, kuros ir gan lēcas, gan spoguļi. Tajā vietā, kur veidojas attēls, novieto starojuma uztvērēju - fotoplati, lādiņsaites matricu, vai citu uztvērēju. Dažos gadījumos ar teleskopu iegūst nevis attēlu, bet mēra debess ķermeņa starojuma intensitāti, vai, novietojot staru ceļā prizmu jeb difrakcijas režģi, iegūst spīdekļa spektru. Teleskopus cenšas būvēt pēc iespējas lielākus (ar lielāku objektīva diametru), jo lielāks objektīvs savāc vairāk gaismas un ļauj saskatīt vājāk spīdošus Visuma objektus (2.att). Lielāko optisko teleskopu diametrs sasniedz vairāk kā 10 m (Tabula 1)! Bet teleskopa palielinājums nav tik liels, kā dažkārt mēdz domāt. Novērojumos reti izmanto palielinājumu, kas pārsniedz 300 - 400 reizes. Vairumā gadījumu lielie mūsdienu teleskopi nemaz nav domāti vizuāliem novērojumiem - tajos nav iespējams “ieskatīties” ar aci.

​

2.att. ESO ELT - Ekstremāli Lielais Teleskops ar 39.3m spoguli, kuru plāno pabeigt 2028. gadā

Tabula 1: Pasaules lielākie optiskie teleskopi

Lai veiktu novērojumus, teleskops jāpagriež pret izvēlēto debess objektu. Tam jāspēj arī sekot debess spīdekļu kustībai, tāpēc lielos teleskopus aprīko ar datorvadību. Teleskopa mehānisko daļu, kas nodrošina uzvadīšanu un sekošanu debess spīdeklim, sauc par teleskopa montējumu. Ir divi galvenie montējumu tipi – ekvatoriālais montējums un azimutālais montējums (3. att). Optisko teleskopu tipu apkopojums redzams tabulā 2.

3. att. Ekvatoriālais montējums (pa kreisi) un azimutālais montējums (pa labi)

Tabula 2: Optisko teleskopu tipi

Refraktors vai reflektors: kuru labāk izmantot observatorijās?

Varbūt pamanījāt - visi lielākie optiskie teleskopi ir reflektori. Kāpēc tā? Perfektā pasaulē, kur nauda, resursi un ideāli materiālu iegūšana nebūtu problēma, mēs redzētu daudz vairāk lielus refraktorus. Tiem ir vairākas priekšrocības: 

• Augstāks attēla kontrasts - tie cieš mazāk no gaismas dispersijas un tiem nav iekšējā atstarošanās, kas ir liela problēma teleskopiem ar spoguļiem.
• Vide - lēcas ir mazāk atkarīgas no temperatūras un mitruma izmaiņām. Līdz ar to tiem nevajag augsti kontrolējošu vidi, ko ir tehniski grūti uzturēt.
• Gaismas zudumi - lai gan tas ir atkarīgs no izmantotajiem materiāliem, vispārīgi lēcām ir daudz mazāk gaismas zudumi nekā spoguļiem. Refraktoriem tie ir aptuveni 10%, bet reflektoriem tie ir dažkārt vairāk kā 20%.

Izskatās izdevīgi, jo tehniski tos ir vieglāk uzbuvēt, kā arī tie var savākt vairāk gaismu - kas ir viens no būtiskākajiem aspektiem astronomija, jo tas ļauj redzēt blāvākus objektus. Tomēr viss nav tik rožaini, un trūkumi pārsver priekšrocības:

• Izmēri - jo lielāks objektīvs, jo vairāk gaismas var savākt. Milzīgas lēcas ir smagas, un tās deformējas no sava svara. Spoguļiem šādas problēmas nav tik izteiktas, jo materiāls ir cits, kā arī to novietojums ir labāks - lēcas parasti tiek nostiprinātas aiz galiem, bet spoguļi tiek atbalstīti uz visu savu virsmu. Tas palīdz sadalīt svaru pa virsmu, mazinot jebkādas deformācijas, līdz ar to saglabāot attēla kvalitāti.
• Izmaksas - reflektorus ir lētāk uzbūvēt nekā refraktorus. Lēcām vajag īpašas kvalitātes optisko stiklu, kā arī apstrādi, kas ir sarežģītāka nekā spoguļiem. Spoguļiem, savukārt, galvenais materiāls ir virskārta ar augstu atstarošanas koeficientu, kā arī nodrošināt perfekti gludu virsmu. Vēl jāņem vērā arī teleskopa dizaina, kas tehniski ir sarežģītāk refraktoriem, kā arī apkopes izmaksas.
• Hromatiskā aberācija - dažāda vilņa garuma gaisma tiek lauzta citādāk, un beigās tās fokuss nav vienā punktā, radot zemākas kvalitātes attēlu. Šis efekts ir tikai lēcām.

Ņemot vērā visus šos efektus, ir skaidrs, ka daudz vieglāk ir atrisināt vai pieciest reflektora nepilnības nekā tikt galā refraktora trūkumiem. Jāņem vērā, ka minētās problēmas ir visvairāk aktuālas observatorijām ar milzīgiem objektīviem. Amatieru teleskopiem šī diskusija visnotaļ citādāka, un secinājumi nebūtu tik acīmredzami. 

Adaptīvā optika

Lai gan reflektoriem un refraktoriem ir dažādi trūkumi un priekšrocības, abi teleskopu tipi cieš no vienas ļoti limitējošas problēmas - atmosfēras turbulences. Gaismai ejot cauri atmosfērai, tā šķērso turbulentus atmosfēras slāņus, kas izkliedē gaismu neparedzamos virzienos, un tas beigu beigās izkropļo attēlu (4. att.). Šis efekts ir neatkarīgs no tā, cik liels ir teleskops, jo tas ir tikai un vienīgi atkarīgs no atmosfēras - šī iesmela dēļ tiek rūpīgi izvēlta vieta, lai atmosfēra pēc iespējas mazāk ietekmētu novērojumus. Šis ir viens no iemesliem kāpēc netika aktīvi būvēti aizvien lielāki un lielāki teleskopi, jo to uzņemto attēlu asums nepaliktu lielāks šā vai tā.

4. att. Atmosfēras ietekme uz dubultzvaigni Zeta Aquarii. Attēls uzņemts dažādos laikos, kur labākie atmosfēras atpstākļi ir kreisajā pusē, bet sliktākie - labajā. 

Šai problēmai ir risinājums - vai nu jāleik teleskops kosmosā, kur atmosfēra vairs attēlu uzņemšanu ietekmēt nevarēs, vai arī jāveic korekcijas. Ir izdomātas dažādas metodes, bet viena no efektīvākajām ir teleskopi, kuriem ir implementēta adaptīvā optika (5. att.). Lai veiktu reālajā laikā korekcijas, novēro ne tikai vēlemo objektu debesīs, bet blakus tam atrod labi zināmu zvaigzni, ko sauc par references zvaigzni. Tas nozīmē, ka ir skaidri zināms, kā tai būtu jāizskatās, ja atmosfēra to neizkropļotu. Tad tiek aprēķināts, kā būtu jādeformē teleskopa spogulis, lai šo references zvaigzni redzētu kā nākas - tā tiek veika korekcija atmosfēras turbulencei. Tagad ar šo spoguļa deformāciju varēs arī uzņemt asus un kvalitatīvus attēlus ar vēlamo objektu debesīs. Dažreiz gadās, ka blakus nav atrodama neviena laba references zvaigzne - šajā gadījumā neatliek nekas cits kā pašiem izveidot to. Blakus novēromajam objektam tiek spīdināts ar ļoti spēcīgu lāzeru, tādā veidā arī saprotot kā turbulence izmaina šo lāzera starojumu un kas būtu jādara, lai to labotu.  

5. att. Teleskops ar adaptīvo optiku (pa labi). Mehānisms, ar kuru deformē spoguļa virsmu, lai veiktu nepieciešamās korekcijas (pa kreisi)

Radioteleskopi un citi

Mūsdienu teleskopi pēta dažādu starojumu, kas nāk no kosmosa - gaismu, siltumu (infrasarkano starojumu), radioviļņus, ultravioleto starojumu, rentgenstarojumu un gamma starojumu (6. att.). Atbilstoši pastāv arī dažāda veida teleskopi: optiskie teleskopi, radioteleskopi, utt. Vēl ne pārāk sen pētījumiem izmantoja tikai optiskos teleskopus, kas uztver redzamo gaismu. Novērojumi dažādos starojuma diapazonos, kas sākās aptuveni 20. gadsimta vidū, burtiski “atvēra astronomiem acis”, ļaujot iepazīt kosmosu visā tā daudzveidībā. Iedomājieties cilvēku, kas līdz šim pasauli skatījis tikai melnbaltu, bet nu to ieraudzījis krāsās!

6. att. Elektromagnētisko viļņu skala (NASA attēls)

Radioteleskopi, rentgenteleskopi un citu diapazonu teleskopi konstruktīvi atšķiras no optiskajiem teleskopiem. Piemēram, radioteleskops izskatās pēc milzīga šķīvja. Tam ir paraboliskas formas metāla antena, kas atstaro radioviļņus un savāc uztverto starojumu vienā punktā. Šajā punktā atrodas neliels uztvērējs – radiometrs, kas noskaņots noteikta garuma radioviļņa uztveršanai. Tālāk radiosignāls tiek aizvadīts uz reģistrējošo aparatūru, kur uztverto signālu daudzkārt pastiprina, atdala trokšņus un izmēra signāla intensitāti. Iegūto informāciju saglabā, izmantojot datoru.

Radioteleskopi darbojas daudz garākos viļņos nekā optiskie teleskopi, tādēļ radioteleskopiem ir mazāka izšķirtspēja. Šī iemesla dēļ ar parastu radioteleskopu nevar iegūt debess objektu radioattēlus. Taču radioteleskopu var padarīt “redzīgāku”, izveidojot radiointerferometru (7.att). Vienkāršākais radiointerferometrs sastāv no diviem radioteleskopiem, kas atrodas pietiekami lielā attālumā viens no otra. Tie uztver debess ķermeņa radiostarojumu, kas katru teleskopu sasniedz nedaudz atšķirīgā laika momentā. Abus novērojumus salīdzina, daudzkārt atkārto un pēc tam sarežģītu aprēķinu ceļā iegūst radiostarojuma avota attēlu. Radiointerferometra izšķirtspēju nosaka nevis teleskopa diametrs, bet gan attālums starp radioteleskopiem, tāpēc radiointerferometra izšķirtspēja ir daudz augstāka, nekā atsevišķam radioteleskopam.

7. att. ALMA radiointerferometrs, kas atrodas Atakamas tuksnesī (National Radio Astronomy Observatory attēls)​

Radioteleskopiem ar lielu diametru ir arī vairākas priekšrocības, piemēram, tie spēj novērot blāvākus objektus, tiem ir plašākas redzamības lauks un tie spēj ļoti labi novērot punktveida objektus. Tomēr, kā jau iepriekš minēts, lielas lietas būvēt ir tehhniski sarežģīti. Aresibo radioteleskops ar 305 metru diametru ilgu laiku bija lielākais teleskops pasaulē. 2020. gadā, kad ar šo teleskopu jau 57 gadus tika veikti novērojumi, tam viena no balsta trosēm pārtrūka un 900 tonnas smags instruments uzkrita virsū uz diska (8. att.). Lai gan šim stāstam ir vairāki iemelsi, ir skaidrs, ka liela izmēra teleskopus veidot ir sarežģīti. Tas nenozīm, ka astronomijas komuna ir padevusies, tieši otrādi - ir uzbuvēti jau vēl lielāki radioteleskopi, kas apkopoti Tabulā 3, bet Tabulā 4 ir pasaules lielākie interferometri.

8. att. Aresibo teleskopa traģēdija. Pirms sabrukšanas (pa kreisi) un pēc sabrukšanas (pa labi)

Tabula 3: Pasaules lielākie radioteleskopi

Tabula 4: Pasaules lielākie interferometri

Virszemes observatorijas

Astronomiskos novērojumus koncentrē vienuviet - astronomiskajās observatorijās, kurās parasti cits citam līdzās atrodas optiskie instrumenti, radioteleskopi un citas ierīces. Astronomiskā observatorija ir plašs zinātnisks komplekss, kurā bez teleskopiem ietilpst arī zinātniskās laboratorijas novērojumu apstrādei, darbnīcas aparatūras konstruēšanai un remontam. Optiskos teleskopus ievieto grozāmā kupolā ar atveramu lūku (9.att.). Liels teleskopa kupols ir daudzstāvu mājas augstumā. Kupols vajadzīgs, lai pasargātu teleskopu no vēja, nokrišņiem un sasilšanas dienas laikā. Ja naktī novērojumu laikā temperatūra kupolā un ārpusē atšķiras, tad rodas gaisa plūsmas, kas kropļo attēlu. Neraugoties uz šiem piesardzības pasākumiem, Zemes atmosfēra tomēr lielā mērā traucē astronomiskos novērojumus. Teleskopi atrodas it kā milzīgas “gaisa jūras” dibenā, kas nekad nav pilnīgi mierīga, tāpēc zvaigžņu attēli gan šūpojas, gan mirgo. Šī iemesla dēļ optiskos teleskopus uzstāda augstu kalnos, kur ir dzidrs un mierīgs gaiss un maz mākoņu, vietās ar labu astroklimatu. Mūsdienu lielākās observatorijas ir izvietotas kalnu virsotnēs tuksnesīgās un nomaļās vietās. Tās ir Eiropas Dienvidu observatorija Lasiljas un Paranala kalnā Čīlē; Maunakea observatorija Havaju salās, kur strādā amerikāņu, angļu, franču un kanādiešu astronomi; La Palmas observatorija Kanāriju salās, kur uzstādīti Anglijas, Itālijas un Skandināvijas valstu teleskopi; Speciālā astrofizikas observatorija Zeļenčukā, Krievijā; Astronomijas observatorija Saidingspringā, Austrālijā; Palomara kalna observatorija ASV; Nacionālā radioastronomijas observatorija ASV, kuras instrumenti izvietoti dažādos štatos, un citas.

​

9. att. Eiropas Dienvidu Observatorija (© ESO)

Orbitālās observatorijas

Novērojumus gamma, rentgena un daļēji arī ultravioletajā elektromagnētiskā starojuma diapazonā iespējams veikt tikai no kosmosa, jo starojums šajos diapazonos nemaz nenonāk līdz Zemes virsmai - to aiztur atmosfēra. Tāpēc arvien biežāk teleskopus palaiž orbītā ap Zemi. Šādus teleskopus sauc par orbitālajām observatorijām. Taču orbitālajās observatorijās izvieto ne tikai gamma teleskopus, rentgenteleskopus un ultravioletos teleskopus, bet arī optiskos un infrasarakanos teleskopus, jo šeit tiem netraucē Zemes atmosfēras viļņošanās. Piemēram, kopš 1990. gada kosmosā sekmīgi darbojas Habla kosmiskais teleskops (Hubble Space Telescope, HST), kas pēta zvaigžņu un galaktiku izstaroto gaismu, infrasarkano un ultravioleto starojumu. Jaunākais un iespaidīgākais projekts ir Džeimsa Veba Kosimiskais Teleskops (JWST), kas darbojas galvenokārt infrasarkanajā spektrā (10. att). Tiesa, kosmisko teleskopu izgatavošana un ekspluatācija ir ļoti dārga, piemēram, Habla kosmiskais teleskops ir izmaksājis 2 miljardus dolāru, bet JWST - 10 mijardus.

10. att. Džeimsa Veba Kosmiskais teleskops (space.com attēls)

Cita liela orbitālā observatorija - Komptona gamma starojuma observatorija (Compton Gamma Ray Observatory, GRO), tika palaista 1991. gadā. Tajā uzstādīti instrumenti, kas iegūst gamma starojuma avotu attēlus un spektrus. Tai 1999. gadā pievienojās Čandras rentgenstarojuma observatorija (Chandra X-ray Observatory), kas pēta rentgenstarojumu izstarojošos debess ķermeņus. Kopš tā laika ir ir bijušas vairākas rentgenstarojuma - XMM-Ņūtona teleskops, kas palaists 1999. gadā, eROSITA kas palaists 2019. gadā, XRISM, kas palaists 2023. gadā un vairāki citi. Kā arī gamma starojuma teleskopi, kā piemēram Fermi teleskops, kas tika palaists 2008. gadā. Šie visi instrumenti tehniski atšķirās viens no otra ar spektra diapazonu, ko tie redz, ar attēlu asumu un ar spoguļu/uztvērēju diametru. Rentgenstarojuma teleskopiem tas ir īpaši svarīgi, jo tos var iedalīt divās kategorijās - tie, kas redz dziļi visuma dzīlēs, bet to var izdarīt tikai mazā laukumā vai arī tie, kas spēj novērot lielus laukumus, bet ne pārāk dziļi. Pirmā kategorija ir svarīga, lai spētu novērot tālu pagātnē vai arī novērot dažnedažādus objektus ar lielu precizitāti, bet otrā ir noderīga katalogiem, jo tā spēj novērot visas debesis, kas arī ļauj atrast retus objektus, kā piemēram, aktīvās galaktikas, kuras ir tikai 10% no visām galaktikām visumā.

11. att. Rengetnstarojuma teleskops Chandra (Chandra X-ray Observatory attēls)

Kosmiskā starojuma observatorijas

Esam pieraduši, ka varam iegūt informāciju no tālām zvaigznēm un galaktikām tikai ar gaismas palīdzību. Tomēr ir vairāki citi veidi, kā pētīt visumu, un viens no tiem ir kosmiskais starojums. Tā ir lielas enerģijas elemtārdaļiņu plūsma, kas kustas gandrīz gaismas ātrumā, un kuru var iedalīt divās kategorijās - primārais un sekundārais starojums. Primārais lielākoties sastāv no protoniem, bet sekundārais rodas, kad šie protoni sāk mijiedarboties ar atmosfēras atomiem un molekulām (lielākoties skābekli un slāpekli), un radīt daudz citu daļiņu, ko sauc par kosmisajām šaltīm (12. att.). 

12. att. Primārais un sekundārais kosmiskais starojums (UChicago News attēls)

Šī daļiņu var nākt no dažādiem avotiem un ar dažādu enerģiju. Pēc primārā starojuma enerģijas ir atkarīgs, kādas, cik daudz un ar kādu enerģiju tiks radītas elementārdaļiņas sekundārajā starojumā. Tātad, ja spēj detektēt lielāko daļu daļiņas no kosmiskās šalts, tad ar šo informāciju ir iespējams aprēķināt visas mijiedarbības, kas notika pirms tam, līdz nonāk pie primārā starojuma. Saprotot, ar kādu enerģiju ir šis starojums ir bijis, to var klasificēt vienā no trīs grupām:

1. Saules enerģiskās daļiņas - parasti tie ir protoni, un tie tiek iztaroti Saules izvirduma laikā.
2. Galaktikas kosmiskais starojums vai ārpus galakatikas - tie var rasties no Supernovas sprādzieniem, aktīvajām galaktikām vai citiem eksotiskiem notikumiem visumā.

Šis starojums ir ar milzīgu enerģiju - lielākais enerģijas primārais starojums, kāds jebkad ir novērots, ir  aptuveni 10²⁰ eV. Salīdzinot, redzamā gaisma ir ar enerģiju 2eV. Kā šādu starojumu novērot? Ja ir vēlme novērot primāro starojumu, tad to vajag darīt virs Zemes atmosfēras. To var darīt vainu Starptautiskajā Kosmosa Stacijā, vai arī ar citiem satelītiem, kas ir izdarīts, piemēram, ar ACE vai IMAX satelītiem. 

Ar sekundāro starojumu ir interesantāk, jo tam vajag netiešas metodes, lai novērotu. Tās var iedalīt divās kategorijās - novērojot kosmiskās šaltis, tātad daļiņu detekrori, vai arī gaismas novērojumi, kas tiek iztaroti no kosmiskajām šaltīm. Viena no interesantākajām observatorijām ir tā, ka analizē Čerenkova starojumu. Tas rodas, kad kāda lādēta daļiņa kustas ātrāk par gaismas ātrumu noteiktā vidē. Izklausās nepareizi, jo tak nekas nespēj kustēties ātrāk par gaismu! Šeit atslēgas vārds ir "noteiktā vidē", jo gaismas ātrums ir atšķirīgs vakuumā, gaisā vai ūdenī. Piemēram, ūdenī gaismas ātrums ir 75% no vakuuma gaismas ātruma. Līdz ar to, ja daļiņa ir ieskrējusies praktiski gaismas ātrumā, ceļojot cauri vakuumam, un pēkšņi iekļūst ūdenī, tad tā nepalēlinas uzreiz uz ātrumu, kas ir 75% no vakuuma gaismas ātruma. Tā sāk iztarot Čerenkova starojumu (daļa no starojuma ir zila, kas redzams 13. att.). Šis starojums prasa enerģiju, līdz ar to daļiņa palēlinās, līdz tai vairs nav ātrums, kas ir lielāks par vidē atļauto, un tad arī vairs netiek iztarots Čerenkova starojums. No šī starojuma var saprast daļiņas enerģiju, un tad analizēt gan virzienu, no kura daļiņa ir nākusi, kas šādiem teleskopiem ir grūtāk nekā ar elektromagnētiskā starojuma, kā arī iespējamo avotu, kas daļiņu ir radīijs.

13. att. Čerenkova starojums kodolreaktorā (International Atomic Energy Insitute attēls) 

Gravitācijas viļņu observatorijas

Viena no svarīgākajām Einšteina idejām - gravitācija nav spēks, kā mēs mācījamies vidusskolā, bet gan telpas liekums. Daži objekti visumā ne tikai liec visuma telpu, bet arī rada gravitācijas viļņus. Visbiežāk mēs runājam par bināriem objektiem (15. att.), kas rotējot viens ap otru, lēnām tuvojas un beigās saplūst vienā objektā. Parasti šie objekti ir melnie caurumi un neitronu zvaigznes, jo tie ir ļoti blīvi objekti un gravitācijas viļņi ir stiprāki, tātad vieglāk detektējami, ja objekti ir masīvi un tie ir tuvu viens otram. Rotējot vienam ap otru, tie zaudē savu kopējo enerģiju, izstarojot gravitācijas viļņus, un tādā veidā tie satuvinās. 

15. att. Gravitācijas viļņi no bināras sistēmas

Kā izpaužas gravitācijas viļņi? Varam iedomāties, ka tie iet cauri cilvēkam, kura garums ir 180cm. Tad, kad gravitācijas vilnis ir augstākajā punktā, tad cilvēka garums palielinās, piemēram, uz 190cm. Bet, kad tas ir zemākajā punktā, tad garums samazinās, piemēram, uz 170cm. Diemžēl, vai par laimi, izmaiņas nav mērāmas centrimetros, bet gan tūkstošā daļa no protona diametra. Proporcionāli tas būtu tas pats, kā pamainīt attālus tuvākajai zvaigznei ārpus Saules sistēmas par mata tiesu. Tā ir neiedomājami maza izmaiņa, bet labākie zinātnieki un inženieri to var novērot, izmantojot interferometrus (16. att.). Tie ir izveidojušus divus ļoti garus tuneļus - 4 km garumā -, kur tie spīdina lāzeri no vienas puses līdz otrai, kur tas atduras pret spoguli, un tad iet atpakaļ uz sākotnējo vietu, kur abi lāzera stari satiekas un veido kopīgu lāzera staru, kas nonāk uz detektora. Šis spogulis ir novietots precīzi tā, lai tad, kad abi lāzera stari satiktos, tie viens otru anulētu, un detekors nesaņemtu nekādu signālu. Bet, kad nāk gravitācijas vilnis, tas vienu no spoguļiem pabīdīs, attālums mainīsies, un vairs lāzera stari viens otru perfekti neanulēs, un uz detektora būs iespējams ieraudzīt signālu!  

16. att. LIGO gravitācijas viļņu observatorija Amerikā (LIGO Caltech attēls)

Šī metode ir ļoti efektīva, lai novērotu melno caurumu un neitronu zvaigžņu saplūšanu. Ar šādām observatorijām jau ir novēroti simtiem šādi notikumi, un citādāk tas nebūtu iespējams, jo melnos caurums ir ļoti sarežģīti novērot ar elektromagnētiskā (EM) starojuma teleskopiem - jo tie ir melni, tātad tie paši gaismu neiztaro. Un, ja tomēr ir izdevies novērot gan ar gravitācijas viļņiem, gan ar EM starojumu, tad tas dod papildus informāciju - ar gravitācijas viļņu detektēšanu var noteikt objektu masu, kas reti kad būtu iespējams ar EM starojumu šajos gadījumos.

Neitrīno observatorijas

Neitrīno observatorijas ir īpaši instrumenti kosmosa izpētē, kas paredzēti, lai uztvertu un analizētu neitrīno – elementārdaļiņas, kas ceļo caur Visumu kā neitrālas, vāji mijiedarbojošas un kā daļiņas praktiski bez masas. Lai gan neitrīno ir ļoti sarežģīti detekējami to īpašību dēļ - tie var mierīgi iziet cauri Zemeslodei neskarti -, tie nes būtisku informāciju par tāliem kosmosa notikumiem, kas palīdz mums labāk izprast Visuma struktūru un evolūciju.

Kā tad tie darbojas? Neitrīno teleskopi izmanto dažādus detektoru un sensoru veidus, lai uztvertu neitrīno no visdažādākajiem kosmosa avotiem. Bieži vien šie teleskopi tiek novietoti dziļi zem zemes vai ūdenī, lai pasargātu tos no kosmiskā starojuma, kā arī uzlabotu jutīgumu. Neitrīno detektori ir konstruēti tā, lai detektorā esošais materiāls reaģētu uz neitrīno sadursmēm, un reģistrētu rezultējošās ķēdes reakciju pēc šīs sadursmes.

Kā piemēru var minēt pasaulē pazīstamo "IceCube" neitrīno observatoriju (17. att.). IceCube atrodas Atarktīdā, un tas sastāv no tūkstošiem neitrīno detektoriem, kuri atrodas vairāk nekā 2 kilometrus dziļi iekšā ledū. Kad neitrīno saduras ar ledus molekulām, tie izraisa specifisku starojumu, ko var detektēt un analizēt ar iepriekš minētajiem detektoriem.

17. att. IceCube observatorija Antarktīdā (ESA attēls)

Turklāt ir arī citi neitrīno observatoriju veidi, piemēram, Super-Kamiokande Japānā ir milzīgs ūdens tanks zem zemes (19. att.), kur šajā gadījumā neitrino mijiedarbojas ar ūdens molekulām, kā arī Augstas Enerģijas Neitrīno Astronomijas teleskops (ANTARES) Francijā, kas atrodas Vidusjūras dziļumā. Visos minētajos gadījumos ir izmantots ūdens neitrino detektēšanai, un tam ir vairāki iemesli. Ūdens ir relativi blīvs, līdz ar to ir lielāka iespēja mijiedarbībai nekā, piemēram, ar gaisu. Kā arī tas ir caurspīdīgs, tāpēc ir viegli ieraudzīt, kad mijiedarbība ir notikusi. Kā arī ir visur sastopams, tāpēc ir iespējams izveidot liela tilpuma detekorus. 

Neitrīno novērojumi sniedz noderīgu informāciju par tāliem un eksotiskiem kosmiskiem procesiem, piemēram, supernovu sprādzieniem, aktīvajām galaktikām, kosmiskā starojuma avotiem un citiem. Ar neitrīno observatorijām mēs varam iegūt ieskatu par kosmosa visdziļākajām un nesaskatamajām daļām, palīdzot atklāt noslēpumus par Visuma sastāvu, struktūru un evolūciju.

19. att. Super-Kamiokande neitrino observatorija Japanā, kas atrodas kalna vidū (www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp attēls)

Nozīmīgākās observatorijas