Пристрій для астрономічних спостережень - телескоп

основний пристрій для астрономічних спостережень за небесними об'єктами.

сучасні телескопи здатні приймати випромінювання різних діапазонів ЕМ-хвиль:

Видиме світло (390 – 760 нм
Радіохвилі ( більше 1 мм)
Інфрачервоне та субміліметрове випромінювання (0,013 – 1 мм)
Ультрафіолетове випромінювання (30 - 390 нм)
Рентгенівське випромінювання (0,01 – 30 нм)
Гамма-випромінювання (менше 0,01 нм)

застосував Галілео Галілей у 1609 році.

1609

до тих пір не вдавалось побачити неозброєним оком:
деталі поверхні Місяця (гори, кратери, тріщини)
супутники Юпітера (Іо. Європу, Калісто, Ганімед)
окремі зорі Молочного шляху
4 кільця Сатурна
плями на Сонці
фази Венери

(око, фотопластинка, спектрограф, матриця ПЗЗ тощо)
будувати зображення спостережуваного об'єкта чи групи об'єктів

збільшувати кут зору, під яким видно спостережуваний об'єкт (порівняно з кутом зору неозброєного ока) – при цьому близько розміщені об'єкти, які неозброєним оком сприймались як один об'єкт, будуть спостерігатись як два різних об'єкти.

ОПТИЧНІ ТЕЛЕСКОПИ

одну довгофокусну великого діаметру – об'єктив, другу – малу короткофокусну (окуляр). Оскільки виготовити велику скляну лінзу потрібної якості дуже складно, то найбільший розмір об'єктиву 1 м. Останній рефрактор виготовлений на початку минулого століття. Телескоп Галілея був рефрактором.

Вперше схему такого телескопа запропонував Ісак Ньютон у 1667 році, у 1668 році він побудував такий телескоп (діаметр дзеркала 2,5 см). Перші дзеркала виготовлялись з бронзи. Потім бронзу замінили посрібленими скляними дзеркалами. Більш досконала ньютонівської система Кассегрена (1672 рік) двохдзеркального об'єктиву домінувала в астрономії до 70-х років ХХ століття.

встановив в центрі кривизни сферичного дзеркала діафрагму, а в діафрагмі – лінзу спеціальної форми. Таким чином було значно покращено якість зображення і усунуто дефекти зображень, а заодно збільшено освітленість зображення.

В 1941 році росіянин Д.Максутов застосував меніск і дзеркало, щоб компенсувати спотворення сферичного дзеркала (сферичну аберацію). Центральна частина меніску покривалась алюмінієм і слугувала дзеркалом. Викривлення зображення можна було компенсувати установкою біля фокальної площини плоско-опуклої лінзи – так званої лінзи Піацці-Шмідта.

В 70-х роках ХХ століття на зміну системі Кассегрена прийшла система Річі-Кретьєна (1928 рік), яка дозволила зменшити розміри телескопів у 2-4 рази.

Дзеркально-лінзові:

яким об'єкт видно у телескоп, більший за кут, під яким об'єкт видно неозброєним оком:

Г = F / f

Світлосила – характеризує освітленість, створювану об'єктивом у фокальній площині:

С=(D / F)2

Роздільна здатність – мінімальний кут між двома зорями, які ще розрізняються нарізно :

В= 140’’ / D (мм)

Проникна сила – максимальна зоряна величина найтьмянішої зорі, яку можна побачити в даний телескоп при найкращих умовах спостереження:

m = 2,1+ 5 · lg D(мм)

Відносний отвір – відношення діаметру обєктиву до фокусної відстані:

А=D / F

складається з великої кількості (1000*1000 і більше) напівпровідникових світлочутливих комірок розміром в кілька мікрон кожна, які охолоджуються до низьких температур (-130оС). Кванти світла, що падають на таку матрицю, звільняють електричні заряди, що накопичуються в певних місцях – елементах зображення. Далі отримане зображення опрацьовується з допомогою комп'ютера.

та паралельно горизонту. Оскільки світила рухаються паралельно небесному екватору, то для націлювання на світило потрібно весь час рухати телескоп у двох напрямах. Використовують для масивних телескопів.

ЕКВАТОРІАЛЬНЕ монтування – телескоп встановлений на платформі, паралельній площині небесного екватора. Для “ведення” світила телескоп достатньо обертати лише в одному напрямку синхронно обертанню небесної сфери. Цей процес можна доручити годинниковому механізму.

м, найбільший в Україні оптичний телескоп. Розташований на території Кримської астрономічної обсерваторії (КрАО) на південному схилі гори Сель-Бухра у селищі Наукове на висоті 600 м над рівнем моря. КрАО – один з найкрупніших науково-дослідницьких центрів СНГ, в обсерваторії працює близько 400 співробітників. В обсерваторії відкрито біля 1500 астероїдів, 3 комети, багато змінних зірок, вулканічні явища на Місяці.

Окрім Кримської АО, певні традиції астрономічних спостережень зберігають і АО українських університетів, зокрема Львівського (1769 р.), Харківського (1898 р.), Київського (1845 р.) та Одеського (1871 р.). Ці університети мають свої астрономічні обсерваторії та проводять відповідні астрономічні дослідження.

діаметром 605 см. Росія, Карачаєво-Черкеська республіка (Північний Кавказ). Найбільший телескоп в Євразії, побудований 1975 р.

м на відстані 60 м один від одного, працюють в режимі інтерферометра. Введені в дію у 2000-2002 роках. Азимутальне монтування, оптична система Грегорі. Розміщені в обсерваторії Лас Компанас (Чилі, за 100 км від міста Ла Серена). Використовуються багатьма університетами США.

з діаметром дзеркал 8,2 м. Gemini North розташований в Гавайях (гора Мауна Кеа), а Gemini South – в Сьєро Пачон (Чилі). Їх використовують як для оптичних, так і для інфрачервоних спостережень. Саме через це вони розташовані високо в горах і використовують спеціальне покриття дзеркал.

метрових дзеркал на спільному кріпленні з міжосьовою відстанню 14,4 м. За своєю світлосилою еквівалентний телескопу з дзеркалом діаметром 11,8 м, а за роздільною здатністю – телескопу з дзеркалом діаметром 22,8 м. Вступив у дію в 2005 році (США, штат Арізона, гора Грехем). Вартість проекту 120 млн. доларів.

м. Призначений виключно для спектроскопічних досліджень. Вступив у дію в 1997 році. Входить до складу Мак-Дональдської обсерваторії на горі Фолкс (висота 2072 м над рівнем моря), штат Техас, США.

діаметром 11м, яке складається з 91-го сегменту, і рухоме допоміжне дзеркало. Ефективний діаметр дзеркала становить 10 м. Вартість проекту 20 млн. доларів (досить низька). Розташований SALT в Південно-Африканській Республіці поблизу міста Сатерленд в напівпустині Кару. Вступив до дії у 2005 році і буде експлуатуватися разом з рядом університетів США, Німеччини, Польщі та Нової Зеландії, які оплатили половину вартості проекту.

8.2 м. Працює з 1999 року на горі Мауна Кеа (Гавайї) на висоті 4100 м над рівнем моря. Працює у видимому та інфрачервоному діапазонах. Тонке дзеркало використовує 261 шарнір для корекції форми. Вартість 348 млн. доларів

унікальний комплекс із 4 окремих 8,2-метрових телескопів-рефлекторів (Antu, Kueyen, Melipal, Yepun), об'єднаних в одну систему. Крім того, для інтерферометричних спостережень використовуються 4 допоміжних 1,8-метрових телескопи, які здатні пересуватись навколо основних телескопів. Кожен телескоп може пересуватись по горизонталі, вертикалі і азимуту для кращих спостережень. Діапазон досліджень – видиме, ультрафіолетове та інфрачервоне випромінювання. Розміщені на горі Серро Параналь (висота 2635 м), Чилі.

10 м на відстані 85 м один від одного. Кожне дзеркало має 36 шестикутних 1,8-метрових сегментів з автономним керуванням. Використовуються разом як інтерферометр.

Роздільна здатність системи 0,005’’, що еквівалентно телескопу з дзеркалом діаметром 85 м. Використовують систему Річі-Кретьєна. Працюють у видимому та інфрачервоному діапазонах. Стали до дії у 2001 році, розміщені в обсерваторії Мауна кеа, Гавайї, США.

найбільший на даний час телескоп з діаметром дзеркала 10,4 м. Дзеркало складене з 36 склокерамічних шестикутників. Гора Мучачос обсерваторії Ла Палма (Канарські острови). Вступив у дію у 2007 році. Вартість 93 млн. доларів. Має оптичний спектрограф та ІЧ спектрометр.

кілька проектів майбутніх телескопів: ELT, MAXAT, CELT, GSMT, OWL, LAMA, Euro50, GFGT та інші. Найбільш просунуті серед них – американські проекти E-ELT і GSMT.

Телескоп E-ELT (European Extremely Large Telescope) буде побудований країнами Євросоюзу. Запланований діаметр дзеркала – 42 м, дзеркало складатиметься з окремих автономно керованих сегментів. Перше світло телескопу планують отримати у 2017 році. Орієнтоване місце розміщення – Чилі чи Канарські острови. Система Річі-Кретьєна. Орієнтована вартість 800 млн. євро.

Телескоп TMT (Thirty Meter Telescope) перебуває на стадії розробки і впровадження. Американсько-канадський проект передбачає побудову 30-метрового сегментованого дзеркала. Буде розміщений в Каліфорнії, США.

Телескоп) – гігант з діаметром дзеркала 100 м. Головне дзеркало складатиметься з 3042 шестикутних сегментів діаметром 1,6 м. Розробляється Європейською Південною обсерваторією в Чилі. Загальна вартість – приблизно 120 млн. євро (вважається досить економічною). Орієнтоване місце розміщення – Чилі, Канарські острови чи навіть Південний полюс.

Телескоп GSMT (Giant Segmented Mirror Telescope – Гігантський Сегментований Зеркальний Телескоп) матиме повноповоротне головне дзеркало діаметром 35 м. яке складатиметься з 618 сегментів розміром 120 см і товщиною 5 см. Оптична схема Кассегрена. Орієнтовна вартість 700 млн. доларів, що обумовлено введенням асферичного головного дзеркала і запланованою повноповоротністю.

наземний телескоп, який планується побудувати в 2016 році в обсерваторії Ла Кампанас (Чилі), де вже розміщені 6,5-метрові Магелланові телескопи. Складатиметься з семи дзеркал діаметром 8,4 м кожне, що в сукупності рівносильне дзеркалу діаметром 24,5 м.

його подальша доля
Механізми утворення і еволюції зір, галактик і планетних систем
Фізичні властивості матерії в екстремальних астрофізичних умовах (вибухи наднових, чорні діри тощо)
Астрофізичні аспекти зародження та існування життя у Всесвіті
Пошук планет, на яких можливе життя

використовують радіотелескопи.
Основними елементами радіотелескопів є приймаюча антена і радіометр - чутливий радіоприймач, а також приймаюча апаратура.
Залежно від діапазону хвиль, що приймаються, використовують різні конструкції радіотелескопів,.

У довгохвильової області (метровий діапазон) використовують телескопи складені з великої кількості (десятків, сотень або, навіть, тисяч) елементарних приймачів, зазвичай диполів.
Для коротших хвиль (дециметровий і сантиметровий діапазон) використовують напів- або повноповоротні металічні параболічні антени.

РАДІОТЕЛЕСКОПИ

на великі відстані, але працюють синхронно - радіоінтерферометри.
При об'єднанні декількох одиночних телескопів, розташованих в різних частинах земної кулі, в єдину мережу, говорять про радіоінтерферометрію з наддовгою базою (РНДБ).

РАДІОТЕЛЕСКОПИ

Прикладом такої мережі може служити американська система VLBA (англ. Very Long Baseline Array).

такої високої точності виготовлення, як у оптичних телескопів. Похибка відхилення від заданої форми не повинна перевищувати 1/8 довжини хвилі, яку він приймає.
антени РТ можна робити не суцільними: досить натягнути металеву сітку на каркас, який надає антені параболічну форму
РТ можна зробити нерухомим: замість повороту антени можна зміщувати приймач-радіометр. Це дозволяє створювати гігантські нерухомі антени величезної площі і підвищити таким чином точність радіоастрономічних досліджень.

Розміщений в с.Гракове Харківської області, розміри 1860х900 м. Належить Радіоастрономічному інституту НАН України. Використовується для дослідження Землі і планет, навколоземного і міжпланетного простору засобами радіоастрономії.

Разом з фундаментальними в Інституті виконуються прикладні дослідження і розробки новітніх технологій, приладів та радіотехнічних систем різноманітних застосувань у декаметровому, надвисокочастотному, міліметровому та субміліметровому діапазонах. Зараз вводяться в дію перша черга низькочастотного радіотелескопу нового покоління - гігантського українського радіотелескопу (ГУРТ)

до системи далекого зв'язку і використовувались для управління космічними апаратами, зокрема автоматичними міжпланетними станціями “Венера”, “Марс”, “Вега”. У 1980-1982 роках РТ-70 використовувався для радіолокації таких планет, як Венера. Марс, Меркурій.

Розташований у природній впадині. Діаметр сферичного дзеркала 305 м, глибина 51 м, площа 73000 м2. Робочий діапазон хвиль від 3 см до 1 м (частоти 50 МГц – 10 ГГц). Опромінювач рухомий, підвішений на 18 тросах між трьома баштами.

Антена складена з 38 778 перфорованих алюмінієвих пластин розмірами 1х2 м. Розпочав роботу у 1963 році. Використовується для досліджень пульсарів, планет Сонячної системи, фізики атмосфери. Використовувався у проекті SETI (пошук позаземного розуму).

з 27 радіотелескопів, кожен з яких – 25-метрова повноповоротна параболічна антена, яка може незалежно рухатись по рейках. Антени розташовані літерою Y з довжиною двох плечей по 21 км та меншого плеча 19 км.

VLA використовується як радіоінтерферометр. Введений у дію в 1980 році. Розміри VLA дозволяють вивчати деталі надшвидких космічних викидів, будувати карту центральних областей Галактики. Використовувався для пошуку води на Меркурії. Розташований в Нью-Мексіко, США.

антени 100х110 м, яка складається з 2004 окремих металічних пластин, які можуть коректувати форму антени. Розташований в Західній Вірджинії, США. Площа антени 7854 м2. Працює з частотами 290 МГц – 90 ГГц. Розпочав роботу у 2000 році. Використовується для досліджень пульсарів, магнітних полів, випромінювання газових хмар тощо.

РТ Еффельсберг – 100 метровий повноповоротний РТ Боннського інституту радіоастрономії. Розташований у містечку Еффельсберг, за 50 км від Бонну. Робоча довжина хвилі більша 7 мм, але надзвичайна точність поверхні дозволяє приймати хвилі довжиною до 4 мм. Кутова роздільна здатність на хвилі 4 мм становить біля 10”. Антена – параболічний рефлектор. Побудований у 1972 році.

Англії (поблизу Манчестера) - призначений для прийому хвиль до 20 мм. Працює в групі з двома меншими параболоїдами в режимі інтерферометра. Використовується для галактичних та позагалактичних досліджень.

РАТАН-600 – РТ Спеціальної радіоастрономічної обсерваторії АН Росії діаметром 600 м. Телескоп – це не параболічна чаша, а її частина - вузьке кільце. Такі конструкції називають антенами з незаповненою апертурою.

радіотелескопів у мережу для створення надчутливих інтерферометрів з наддовгою базою. Практично всі розвинуті країни переводять національні та міжнародні радіоінтерферометричні мережі на роботу у квазі-реальному часі, звязуючи радіотелескопи оптоволоконними кабелями комп'ютерного зв'язку.

Так, у 2004 році на кореляторі EVN в Голландії вперше було отримане РНДБ-зображення квазару в реальному часі. В експерименті прийняли участь

три радіотелескопи, кожен діаметром біля 25 м - телескоп Мк-2 (Джодрелл Бенк, Англия), одна з антен радіоінтерферометра Вестербок (Голландія) і антена в Онсало (Швеція).

18 радіотелескопів, розташованих в різних куточках світу (Чилі, США. Великобританія. Голландія, Швеція, Фінляндія, Німеччина, Польща, Італія, Китай, Японія, Австралія), можуть працювати як один радіоінтерферометр з наддовгою базою (e-VLBI, electronic Very Long Baseline Interferometry).

претендують на розміщення на своїй території радіотелескопу Square Kilometer Array (SKA), найбільшого радіотелескопу, який буде побудований в 2018-2020 році. Його гратки складатимуться з тисяч антен, розкинутих на території більше 3000 км. Половина цих антен знаходитиметься в центральній частині шириною в 5 кілометрів. Телескоп SKA повинен стати в 100 разів потужнішим за найсильніші антени сучасних радіотелескопів.
Гігантський радіотелескоп нового покоління розробляється ученими в 17 країнах. Основною вимогою до основного майданчика є дуже низький рівень рукотворних радіосигналів, які є перешкодою слабким космічним радіохвилям. Проект обійдеться країнам-учасникам у 1 млрд. доларів.

– європейсько-американський проект. 64 антени (параболічні концентратори) по 12 м кожна, об'єднані в єдину систему. Комп'ютер (корелятор) аналізуватиме сигнали зі всіх 64 антен і синтезуватиме зображення високої якості.

FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope) – майбутній 500-метровий телескоп у Китаї, розташований у карстовій впадині аналогічно телескопу Аресібо. Антена складатиметься з 4600 рухомих панелей, які зможуть змінювати форму антени до параболічної. Має запрацювати у 2013 році. Вартість 102 млн.доларів.

здатністю. Завдяки слабкій взаємодії з речовиною нейтрино може виходити з об'єктів, непрозорих для інших видів випромінювання і давати цінну інформацію про процеси, які відбуваються.

Основні напрями досліджень в області астрофізики нейтрино:
дослідження внутрішньої будови Сонця
дослідження гравітаційного колапсу масивних зірок
пошук нейтрино від об'єктів, в яких, мабуть, відбувається прискорення космічних променів, таких як бінарні зоряні системи, туманності, що утворилися після вибуху наднових зірок, ядра активних галактик, джерела g-спалахів
пошук темної матерії за допомогою нейтрино
дослідження осциляцій нейтрино, що використовує як джерело атмосферні нейтрино або сонячні нейтрино
пошук нейтрино з надр Землі (геонейтрино)
дослідження темпу формування масивних зірок в ранні епохи по дифузному потоку нейтрино від всіх гравітаційних колапсів

НЕЙТРИННІ ТЕЛЕСКОПИ

Токіо на глибині в 1,6 км в цинковій шахті Каміока. Детектор “Суперкаміоканде” є резервуаром з нержавіючої сталі висотою 42 та діаметром 40 м, наповненим 50 000 тонами спеціально очищеної води. На стінках резервуару розташовано 11 146 фотоелектронних помножувачів - світлових сенсорів для реєстрації випромінювання Черенкова, яке є наслідком взаємодії нейтрино з водою. Детектор запущено в 1996 році, а в 1998 році з його допомогою вдалося підтвердити існування маси в нейтрино. Експеримент був призупинений в 2001 році в результаті аварії. Після дорогого ремонту експеримент був відновлений і продовжується до цих пір.

використовує воду (1000 тонн) і фіксує випромінювання Черенкова за допомогою 10000 сенсорів, аби вести підрахунок часток. SNO також розташована в шахті на глибині 2 км. SNO виявила, що нейтрино, які приходять від Сонця, можуть змінювати свій тип.

Баксанський підземний сцинтиляційний телескоп (БПСТ) об'ємом 3000 куб. м на глибині більше 300 м від поверхні в двох тунелях під горою Андирчі в Росії (Північний Кавказ). До складу обсерваторії входять підземний сцинтиляційний телескоп, підземний галій-германієвий телескоп для реєстрації сонячних нейтрино з 60-тонною мішенню з металічного галію, комплекс наземних установок КОВЕР (мюонний детектор, нейтронний монітор та сцинтиляційний телескоп.

12 вертикальних ліній детекторів випромінювання Черенкова в Середземному морі. Кожна лінія містить 1,5 тонни заліза. Працює біля берегів Франції. Детектор є прототипом майбутнього європейського морського детектора розмірами в кубічний кілометр.

Телескоп нейтрино АМANDA на Південному полюсі (американська станція Амундсен – Скотт) є найбільшим і складається з 677 фотоприймачів, розміщених на 19 струнах. За допомогою гарячої води створені глибокі (до 2 км) канали в льоду. Канал замерзає приблизно через 2 доби, цього часу вистачає для монтажу гірлянди фотоприймачів, але підняти і відремонтувати гірлянду вже неможливо.

1 куб. км. Будується для детектування нейтрино з енергіями більше 100 ГЕВ. IceCube використовуватиме 4800 оптичних датчиків, розташованих на 80 вертикальних «струнах» на глибині від 1450 до 2450 метрів, які утворюють шестикутну призму. На даний час детектор побудований на 50%.

ТЕЛЕСКОПИ МАЙБУТНЬОГО

На стадії реалізації вже знаходяться декілька проектів по пошуку нейтрино за допомогою Місяця (проект NuMoon). Радіотелескопи, націлені на Місяць, повинні фіксувати короткі спалахи радіоімпульсів, що з'являються при зіткненні нейтрино з місячною поверхнею. Націлений на поверхню природного супутника телескоп потенційно здатний виявити ці короткочасні енергетичні спалахи.

частково поглинаються атмосферою Землі, не доходячи до її поверхні. Для дослідження таких випромінювань потрібно виводити дослідницьку апаратуру за межі земної атмосфери, розміщуючи її на пілотованих чи безпілотних космічних апаратах.

обсерваторія на навколоземній орбіті, дітище NASA і Європейського космічного агентства. Він був запущений в 1990 році. «Хаббл» найкрупніший оптичний телескоп, який веде спостереження як в ближньому інфрачервоному, так і ближньому ультрафіолетовому діапазоні. Маса 11 тон, діаметр 2,4 м.
За 15 років роботи «Хаббл» отримав 700 000 знімків 22 000 небесних об'єктів - зірок, туманностей, галактик, планет. Близько 4000 астрономів вели з його допомогою дослідження і спостереження.

ОПТИЧНІ ТЕЛЕСКОПИ

– дослідження екзопланет (планет, на яких можливе життя). Кеплер шукатиме планети земної групи (з розміром від ½ до 2 діаметрів Землі), які перебувають на певній відстані від своєї зорі, достатній для існування води у рідкому стані. Діаметр дзеркала надчутливого фотометра 1,4 м. Кеплер спостерігатиме за яскравістю одночасно 100 000 зірок протягом 3.5 років, виявляючи зміни яскравості внаслідок проходження планет по диску зорі.

SNAP (SuperNova Acceleration Probe) - проект по вивченню тёмної енергії у Всесвіті та картографуванню гравітаційних лінз. Крім оптичного телескопу з надзвичайно великим кутом зору буде використаний детектор ближнього інфрачервоного діапазону. Запуск телескопу планується на 2013 рік.

липня 1999 року. Його завдання - спостерігати рентгенівські промені з областей, де є дуже висока енергія, наприклад, в областях зоряних вибухів. Не зважаючи на те, що зараз в космос запущені більше десятків апаратів для спостереження в рентгенівському діапазоні (включаючи телескоп «Ньютон» Європейського космічного агентства), “Чандра” залишається найбільш ефективним.

РЕНТГЕНІВСЬКІ ТЕЛЕСКОПИ

Astronomy Observatory – астрономічні обсерваторії для реєстрації високоенергетичного випромінювання.

EXOSAT (European X-ray Observatory SATtelite) – орбітальна рентгенівська обсерваторія Європейського космічного агентства. Працювала на орбіті з 1983 по 1986 рік.

рентгенівська обсерваторія, працювала з 1970 по 1973 роки. Основним завданням був огляд всього космічного простору у пошуках рентгенівських джерел випромінювання. Відкрив рентгенівські пульсари.

ANS (Astronomical Netherlands Satellite) – спільний проект НАСА і Голландії. Працював з 1974 по 1976 рік.

BeppoSAX (Satellite per Astronomia X, "Beppo") – італійський дослідник рентгенівських променів. Працював з 1996 по 2003 рік.

ASTRO-EII – японський рентгенівський телескоп. На відміну від інших використовує не рентгенівські призми, а дзеркала. Запущений у 2005 році, вивчає чорні діри та наднові зорі.

після “Хаббла”. Пропрацював з 1991 по 2001 рік. На той час був найважчим об'єктом (корисним навантаженням), запущеним у космос – 17 тон! 4 інструменти Комптона покривали діапазон від 20 кеВ до 30 ГеВ.

Завдяки обсерваторії КОМПТОН вперше вдалось скласти карту небу в гама-променях високих енергій, виявити 271 джерело цих променів (природу 170 джерел досі не вдалось з'ясувати). Були отримані найкращі до нинішнього часу енергетичні спектри галактичних та позагалактичних джерел, був проведений моніторинг рентгенівських пульсарів та гама-спалахів.

вивчення гамма-променів, спільний проект НАСА, Франції, Італії, Японії і Швеції. Запущений у 2008 році, згодом названий Fermi Gamma-ray Space Telescope на честь фізика Енріко Фермі (з 26 серпня 2008 року).
Об'єктами спостереження є активні ядра галактик, чорні діри, нейтронні зорі, пульсари, мікроквазари, космічні промені і залишки наднових, галактика Чумацький шлях, наша Сонячна система, ранній Всесвіт, темна матерія і інші високоенергетичні джерела. Одним з найважливіших завдань цього проекту є виявлення гамма-променів, що виникають при анігіляції часток темної речовини. Не виключено, що саме дані з GLAST зіграють ключову роль в розгадці таємниці темної матерії.

і НАСА. Запущений у 2002 році. Вивчає галактичні та позагалактичні об'єкти в жорстких рентгенівських та гамма-променях.

Swift – обсерваторія США, Італії та Великобританії для вивчення космічних гамма-спалахів. Працює з 2004 року.

AGILE (Astro-rivelatore Gamma a Immagini LEggero) – італійська обсерваторія для дослідження гамма- та рентгенівських променів. Запущений у 2007 році.

квітня 2003 року. Ця місія направлена на вивчення форми, яскравості, розміру і відстані до галактик за 10 мільярдів років космічної історії. 50-сантиметрове головне дзеркало телескопа створене для сканування неба у пошуках джерел ультрафіолетового випромінювання. Досі космічний простір дуже погано вивчений в ультрафіолеті і робота з цим телескопом вже приносить сенсаційні вісті про еволюцію Всесвіту.

2003. Спостерігає космос в інфрачервоному діапазоні. У цьому діапазоні знаходиться максимум випромінювання слабосвітної речовини Всесвітом - тьмяних захололих зірок, гігантських молекулярних хмар. 15 травня 2009 року на телескопі закінчився запас холодоагента, що означало завершення основної місії. Проте частина приладів продовжують свою роботу до цих пір.

Космічна обсерваторія Гершель (Herschel Space Observatory) - перша космічна обсерваторія для повномасштабного вивчення інфрачервоного випромінювання в космосі. Телескоп з дзеркалом діаметром 3,5 метра - найкрупніший космічний телескоп з будь-коли запущених. Дзеркало «склеєне» з 12 елементів. Датчики слід охолоджувати до температури нижче 2 K рідким гелієм, який випаровується, тому очікуваний час роботи телескопу - приблизно 4 роки).

у 1983 році. Основним завданням були пошуки джерел довгохвильового інфрачервоного випромінювання і складання карт неба в інфрачервоному діапазоні. Працювала 10 місяців, доки не закінчився запас рідкого гелію – холодоагенту.

Космічний телескоп імені Джеймса Вебба (James Webb Space Telescope - JWST) - орбітальна інфрачервона обсерваторія нового покоління. Матиме дзеркало розміром 6,5 м та величезний сонячний щит. Розташується в точці Лагранжа в постійній тіні Землі. Працюватиме не менше 5 років, вивчаючи світло перших зір та галактик, планетні системи та походження життя.

обсерваторія, присвячена космологічним дослідженням. Запущена у 1989 році. Основне завдання обсерваторії - вивчення реліктового фону Всесвітом (мікрохвильового фону). Два наукові керівники програми COBE Джордж Смут і Джон Метер в 2006 році були удостоєні Нобелівської премії по фізиці за їх відкриття в області космології.

WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) - космічний апарат НАСА, призначений для вивчення реліктового випромінювання, що утворилося в результаті Великого вибуху у момент зародження Всесвіту. Запущений у 2001 році. Зібрана інформація дозволила побудувати найдетальнішу карту розподілу флуктуацій температури мікрохвильового випромінювання на небесній сфері.