Mennesker har altid brugt det blotte øje til at udforske rummet med, men har udviklet sig til, at man har lavet mere og mere avancerede teleskoper. Optiske teleskoper bruger det synlige lys til observationer. Dog kan de nyeste spejlteleskoper udstyres med instrumenter, så man kan bruge delene af spektret, der ligger lige på hver side af det synlige område: det nærinfrarøde og det nærultraviolette. I moderne tid har man lavet teleskoper, der har kunnet observere den EM-stråling, som ikke er synlig for mennesker. Det har blandt andet været medvirkende til at kunne bestemme universets alder til ca. 13, 722 mia. år, og til at tage billeder af den kosmiske mikrobølge baggrundsstråling.
Udover det har man set efter gløden af supernovaer, og man har set, hvor nye stjerner dannes. Her ses Ørnetågen observeret i mange forskellige bølgelængder. I det synlige lys øverst til højre, kan man se de store støv- og gaståger. I synligt lys kan vi ikke se igennem disse tåger og ind til de områder inde i tågerne, hvor nye stjerner og planeter bliver dannet. Det kan man til gengæld, når man observerer stjernetågen i infrarødt lys.
På de to billeder af mid-infrared og near-infrared kan man se, hvor støvskyerne er i færd med at kollapse og danne nye stjerner og planetsystemer. I røntgenstråling (X-rays) kan man se store nydannede stjerner og stjerner, der er døde i supernovaeksplosioner. Det er tydeligt, at det er meget forskellige historier, som billederne fortæller. Se de orange ringe med forklaringer på billedet. Elektromagnetisk stråling kan betragtes som bølger og som partikler og kan fremkomme på flere måder. Fælles for dem er, at resultatet er elektromagnetisk stråling, der kan ses som transport af energi. EM-strålingen kan betragtes som bølgefronter eller som partikler(fotoner). Når man observerer spektre eller interferens mønstre, udnytter man bølgeegenskaber. Hvis en lyd-/lyskilde er i bevægelse vil de udsendte bølger have ændret karakter, når det rammer en observatør, fx os her på jorden eller dig på fortovet når en ambulance nærmer sig eller fjerner sig fra dig. Bølgen vil enten blive komprimeret eller forlænget. Det kan man bruge til at bestemme, om et objekt bevæger sig væk fra en selv, eller om det kommer tættere på. I tilfældet med ambulancen vil tonen/lyden virke lysere når den nærmer sig og omvendt dybere når den fjerner sig fra dig. Partikel egenskaber bruges, når fotoner slår elektroner løs i en detektor og kan alt efter, hvordan den løsrevne elektron eller resulterende foton opfører sig, bruges til at identificere hvilken type af stråling, der har været tale om.
Man har endvidere opdaget, at EM stråling kan afbøjes i meget kraftige tyngdefelter. Denne effekt (gravitations linse effekt) bruger astrofysikere til at undersøge objekter, der ikke er i en direkte sigte linje fra teleskoper eller andre instrumenter. Denne effekt giver anledning til fænomenet, der bliver kaldt Einstein kors, som du kan se på billedet ovenfor. En anden måde at observere EM-stråling er at se på spektre og absorptionslinjer. Ved at gøre det kan man se hvilke grundstoffer, der er findes i en stjerne eller i en interstellar gas sky.
Vi kan kun se en lille del af det elektromagnetiske spektrum med vores øjne. I den del af spektret vi kan se, bruger man det, der hedder absorptions og emissions linjer til at bestemme stjerners bestanddele og interstellare gasskyers sammensætning. Man udnytter, at hvert grundstof udsender/absorberer synligt lys i helt bestemt bølgelængder, når de opvarmes kraftigt. Alle grundstoffer har et spektralt fingeraftryk, der kaldes deres emissionspektrum. Det vil sige, at grundstofferne udsender lys med helt specielle bølgelængder. Og hvert grundstof har ikke kun en linje, men flere, alt afhængigt af hvilket energiniveau elektronerne er exciteret til, før de falder tilbage til deres normale energiniveau under udsendelse af en foton, der er karakteristisk for netop det energifald. Endvidere viser det sig, at de bølgelængder, som et grundstof absorberer, svarer til deres emissionsspektrum altså de absorberer lys i netop de bølgelængder, de kan udsende. Så hvis man har et kontinuert spektrum og gennemlyser fx Hydrogen gas, vil man observere sorte streger i de områder, som man ved, at Hydrogen udsender lys. Det kan man bruge til at identificere interstellare gasskyer og stjerners overflader og atmosfærer med.
Vi har tidligere nævnt Doppler effekten, der gælder for lydbølger. Den fortæller os som sagt, at hvis et objekt udsender lyd/lys ved en bestemt bølgelængde og bevæger sig hen mod os så vil den opfattede lyd/lys ændre sig ved, at bølgetoppene bliver presset tættere sammen. Derved vil lyden have en højere tone/ kortere bølgelængde. Omvendt, når objektet bevæger sig væk, vil lyden have en dybere tone/ længere bølgelængde. Der sker noget lignende ved objekter, der udsender lys. Det kaldes rød- eller blå forskydning. Rødforskydningen fortæller os, at lysbølgerne strækkes, og objektet fjerner sig fra os. Omvendt vil objekters lys, der nærmer sig os blive presset sammen: Blå forskydning. Et eksempel på det sidste er lyset fra Andromeda galaksen. Rødforskydningen kan beskrives noget forenklet med denne ligning: λ λ λ og herefter kan hastigheden af objektet findes ved den anden ligning: 1] Andromedagalaksens rødforskydning er z = -0,001001 Hvad er hastigheden af Andromeda? Kommer den nærmere Jorden, eller fjerner den sig? 2] Sombrerogalaksen har rødforskydningen z = 0,003416 Hvad er hastigheden af Sombrero? Kommer den nærmere, eller fjerner den sig? 3] Hvor meget tættere på/længere fra os bevæger de to galakser sig i Mælkevejen pr. år?
Vi kan se omkring 2.000 stjerner på nattehimlen fra Danmark, og bare med det blotte øje kan vi se, at stjerner har forskellige farver. Nogle stjerner lyser med en hvid-blålig farve, mens andre ser røde ud. Stjernens farve bestemmes af dens overfladetemperatur. Jo varmere en stjerne er, jo mere blå/violet ser den ud, mens de kolde stjerner er rødlige i deres farve. I tabellen ses forskellige stjernetyper, deres temperatur og deres farve. α I det tidlige univers fandtes der stort set kun tre grundstoffer: Hydrogen (Brint), Helium og Litium. De tunge grundstoffer er skabt i voldsomme supernovaeksplosioner, så grundstoffer som jern, guld og kulstof kom først til senere. Derfor er der også stor forskel på, hvor mange af de tunge grundstoffer, der findes i stjernerne. Men ved at kigge på en stjernes spektrum kan man se, hvor mange forskellige grundstoffer, der findes. En stjerne som Solen består af 92,1 % hydrogen og 7,8 % helium, de sidste 0,1 % er andre grundstoffer
Vil I arbejde videre med Solens spektrum, kan I lave ekstraopgaven Solspektrum, som i finder under Udskolingen på Planetariets website www.planetariet.dk/space-missionskoler.
Følgende opgaver kan løses i klasse forum eller grupper. 1] Hvilke metoder bruger de enkelte teleskoper, og hvad kan man observere og konkludere, hvis man observere synligt lys eller en af de andre typer af EM-stråling? 2] Hvorfor laver man så ikke bare et kæmpe teleskop, der observerer hele spektret på én gang? (Det vil sige et billede, der er sat sammen af 4-5 billeder taget af forskellige teleskoper der hver især er dedikeret deres del af EM-spektret) 3] Når man designer et teleskop, hvad skal man så være opmærksom på? 4] Hvad er fordelene ved den ene form frem for den anden, og hvad er ulemperne? 5] Hvad kan man observere og konkludere, hvis man observerer synligt lys eller en af de andre typer af EM-stråling? fortsættes på næste side
6] Hvad skal man overveje, når man planlægger en rummission? 7] Er der specielle hensyn, der skal tages, når det er et teleskop, der skal sendes ud? Diskutér f.eks. i hvilken retning det skal kigge alt efter, hvad man vil undersøge og om der vil være noget i vejen for udsynet. 8] Hvilke fordele/ulemper er der ved teleskoper i henholdsvis rummet og på jorden?