Инфракрасная астрономия.

Инфракрасное излучение испускают холодный газ и космическая пыль при температуре от 1000 К и ниже, вплоть до нескольких градусов над абсолютным нулем. Поэтому отличительной чертой ИК-телескопов является то, что сам телескоп и его детекторы должны быть охлаждены до очень низкой температуры, часто лишь на несколько градусов выше абсолютного нуля. Это достигается применением пассивного охлаждения в дюарах с жидким гелием. Продолжительность работы астрономического ИК-спутника сейчас достигает года, максимум – двух лет, поскольку жидкий гелий испаряется.

Первый полный обзор инфракрасного неба провел астрономический ИК-спутник IRAS (запущен NASA 26 января 1983), получивший изображения неба, по которым был составлен каталог нескольких сотен тысяч инфракрасных источников. Яркость этих источников была измерена на волнах 12, 25, 60 и 100 мкм. Хотя IRAS работал недолго, его влияние на астрономию оказалось огромным, а архив его наблюдений до сих пор служит важнейшим источником данных. До IRAS инфракрасные наблюдения в основном проводили с высотных ракет, запускавшихся Геофизической лабораторией ВВС США на полигоне Уайт-Сэндс. С помощью этих наблюдений были обнаружены области звездообразования и яркие звезды нашей Галактики. Каталог точечных источников IRAS включает десятки тысяч нормальных звезд и тысячи близких спиральных галактик.

Преемником IRAS стала космическая «Инфракрасная космическая обсерватория» (ISO), запущенная ESA 17 ноября 1995 и проработавшая до апреля 1998, когда полностью исчерпался запас жидкого гелия. Этот спутник изучал отдельные источники в диапазоне от 3 до 200 мкм с более высокими чувствительностью и угловым разрешением, чем IRAS.

Охлаждаемый жидким гелием спутник для исследования космического фона COBE (запущен 18 ноября 1989) изучал все небо с низким угловым разрешением, но очень высокой чувствительностью и точностью. Он измерил уровень фонового излучения во всех направлениях в диапазоне волн от 2 мкм до нескольких миллиметров. COBE определил температуру микроволнового фонового излучения и подтвердил его чернотельный спектр, предсказанный космологической теорией Большого взрыва (см. ниже Результаты наблюдений).

Космическая радиоинтерферометрия.

Быстрый прогресс радиоастрономии начался после Второй мировой войны, когда радары были обращены к небу. Но для получения изображений длинноволновых радиоисточников с высоким угловым разрешением требовались гигантские радиотелескопы. Астрономы Кембриджского университета в 1950-х и 1960-х годах разработали метод апертурного синтеза, позволяющий объединить сигналы от нескольких удаленных друг от друга радиотелескопов и получить разрешающую силу как у одного огромного инструмента. К 1980-м годам телескопы разных частей света объединились в единую систему размером с Землю, работая по принципу интерферометра с очень большой базой (VLBI). Разрешение можно еще повысить, добавив к этой системе телескопы на высоких околоземных орбитах или на орбите вокруг Солнца. Первые эксперименты по космической радиоинтерферометрии VLBI проводились в 1980-х годах на советской орбитальной станции «Салют-6» и с помощью американского спутника связи TDRS-1. Первым полноценным телескопом для космической радиоинтерферометрии стал японский «Харука» (HALCA) диаметром 8 м. Он выведен на орбиту 12 февраля 1997 и используется для проведения интерферометрических наблюдений, база которых превышает диаметр Земли в 2,5 раза.

Спутники используются также для изучения очень длинных радиоволн, излучаемых Солнцем, магнитосферами планет-гигантов и межзвездной средой. Поверхности Земли эти волны не достигают, поскольку отражаются от ионосферы. Поэтому «Эксплорер-49» с аппаратурой для регистрации сверхдлинных волн был запущен 10 июня 1973 на орбиту вокруг Луны. Чтобы укрыться от помех, возможно, вскоре вся радиоастрономия переместится на обратную сторону Луны и будет использовать наш естественный спутник как экран от земных радиопередатчиков. См. также РАДИОАСТРОНОМИЯ.