A. Sandrinelli,

Transcript

1

2 L atmosfera terreste limita cio che possiamo osservare: La trasparenza dell atmosfera alla luce dipende dalle lunghezze d'onda. Solo la luce all interno di alcune finestre di lunghezza d onda puo attraversare l'atmosfera e raggiungere la terra cosi da essere visibile agli astronomi. Queste includono le bande da 3000 A a 7000 A (viola e rosso) e le onde radio.

3

4

5 Onde lunghe Bassa energia Onde corte Alta energia Le lunghezze d onda in nanometri: - Un metro e uguale a 1,000,000,000 di nanometri. - Un nanometro corrisponde a circa 10 atomi in fila (10A).

6 Telescopi per luce visibile Osservazioni dalla Terra Telescopi per infrarossi Telescopi solari Telescopi per onde radio submillimetriche Telescopi per onde radio mm cm - m Telescopi per luce visibile e ultravioletti Osservazioni dallo Spazio Telescopi per infrarossi Telescopi per raggi-x Telescopi per raggi γ

7

8 Il telescopio è il più importante strumento in dotazione all'astronomia. Nel suo senso più generale, raccoglie e focalizza la radiazione elettromagnetica emanata dall'oggetto che si vuole osservare; nel suo senso più comune, quando la suddetta radiazione ha una frequenza tale da rientrare nel campo del visibile, il telescopio funziona semplicemente in modo ottico ed è quel tubo con lenti ben che tutti hanno ben presente. Con il termine "telescopio", infatti, ci si riferisce generalmente ad un telescopio ottico, ma esso non è che un caso particolare di telescopio: se ne costruiscono infatti per osservare tutto lo spettro elettromagnetico, non solo la sua porzione visibile dall'occhio umano.

9 Il telescopio è composto da una montatura e da due parti ottiche: l'obiettivo e l'oculare. La montatura serve a sorreggere in modo robusto e stabile lo strumento. Il compito dell'obiettivo è quello di formare un'immagine il piu possibile dettagliata, luminosa e fedele. Il compito dell'oculare e di rendere tale immagine leggibile al meglio per l'occhio o per la fotocamera ingrandendola opportunamente.

10

11 Per montatura di un telescopio s'intende la struttura meccanica che si occupa di sostenere la componente strumentale ottica e la relativa strumentazione osservativa. Dal momento che la Terra ruota in senso antiorario da Ovest verso Est, la montatura (per annullare il moto apparente degli astri da Est verso Ovest) deve ruotare in senso orario allo stesso tasso di velocità della Terra: soddisfacendo questa condizione l'oggetto osservato rimarrà sempre al centro del campo d'osservazione: cosiddetto moto di azimuth.

12 Le montature si dividono in due grandi categorie: altazimutali ed equatoriali. La montatura altazimutale, avendo l'asse principale (azimuth) perpendicolare al suolo, origina il fenomeno della cosiddetta rotazione di campo, secondo il quale l'immagine risultante ruota ad una velocità dipendente dalla declinazione del corpo celeste osservato. Il telescopio, per mantenere l'oggetto osservato al centro del campo, si deve muovere continuamente nei due assi orizzontale e verticale che nel gergo si chiamano azimuth e declinazione. Le montature equatoriali si dividono in più categorie. Esse presentano tutte in comune due caratteristiche: una fisica ed una strumentale. 1. La caratteristica fisica comune a tutte le montature equatoriali consiste nel fatto che l'asse principale intorno a cui ruota tutta la massa strumentale presenta, rispetto al suolo, un'inclinazione variabile in funzione della latitudine del posto in cui lo strumento si trova: tale asse mira quindi il Polo Nord celeste. 2. L'altra caratteristica consiste nell' invariabilità della declinazione strumentale: una volta puntato l'oggetto da osservare, entra in funzione il solo moto siderale e non c'è rotazione di campo.

13

14 L'occhio umano ha risorse limitate come strumento di osservazione all'oculare di un telescopio. Le osservazioni fotografiche hanno permesso si studiare dettagli della struttura della nostra Galassia e anche di galassie lontane. Il maggiore inconveniente e pero il comportamento non lineare: ad una illuminazione doppia non corrisponde infatti un annerimento doppio. Ciò compromette la possibilità di eseguire misure di luminosità con precisione. Queste misure vengono invece fatte usando i cosiddetti fotometri (per singoli oggetti). E importante studiare non solo le immagini del cielo, ma anche lo spettro della luce proveniente da un corpo celeste. Lo spettro è semplicemente la distribuzione della radiazione (luce visibile, o altre lunghezze d'onda) alle varie energie, o lunghezze d'onda. Lo spettro di un oggetto celeste, è in generale composto da una parte la cui intensità varia lentamente al variare della lunghezza d'onda ( spettro continuo), su cui sono sovrapposte le cosiddette righe spettrali, in assorbimento o in emissione se esse sono rispettivamente più scure o più brillanti dello spettro continuo sottostante. La forma dello spettro continuo è determinata dalla temperatura superficiale dell'oggetto celeste osservato. Ciascuna riga è prodotta da un ben determinato elemento chimico (o da molecole), e la loro osservazione (e misura quantitativa) fornisce quindi informazioni sulle condizioni fisiche e sulla composizione chimica della superficie dell'oggetto osservato.

15 Spettri ottici di stelle di vario tipo spettrale. Si notino le righe di assorbimento (scure) sovrapposte sullo spettro continuo, soprattutto nelle stelle meno massicce e più fredde, come le stelle di tipo K e M (in basso). Sopra la figura sono indicate le posizioni delle righe più intense dell'idrogeno (H-beta, H-gamma e H-delta) e del calcio (Ca II K).

16 Esempi di configurazioni degli oculari

17

18 Gli obiettivi dei telescopi ottici si dividono principalmente in tre tipi: Rifrattori, usano come obiettivo un insieme di lenti per focalizzare l'immagine. Riflettori, raccolgono la luce per mezzo di un grande specchio di forma parabolica e la concentra nel fuoco della parabola, dove può essere direttamente osservata, fotografata e analizzata oppure nuovamente riflessa. Poiché gli specchi funzionano sfruttando il fenomeno della riflessione, mentre le lenti funzionano per rifrazione, i telescopi con obiettivo a specchio si dicono riflettori, quelli con obiettivo a lenti rifrattori. Misti (catadioptric), usano come obiettivo una combinazione di lenti e specchi.

19 L'aberrazione ottica è una distorsione nella forma o nel colore di una immagine prodotta da un sistema ottico qualsiasi, composto da più lenti. È causata da imperfezioni o compromessi costruttivi e può essere ridotta o a volte eliminata utilizzando materiali migliori, lavorando in modo particolare le ottiche o accoppiando componenti diversi. In generale la correzione comporta un aumento dei costi di produzione. Elemento influenzante lo sviluppo dell'aberrazione è lo spessore del mezzo ottico attraversato dalla luce, dalla scomposizione di quest'ultima legata al fenomeno della rifrazione ed alla suddivisione nelle diverse lunghezze d'onda dei colori percepiti nel visibile. Le princiali tipologie di aberrazione ottica, che influenzano la qualita dell osservazione sono: 1. L'aberrazione sferica 2. Il coma

20 L'aberrazione sferica è un difetto che in un sistema ottico con lenti sferiche porta alla formazione di una immagine distorta. È provocato dal fatto che la sfera non è la superficie ideale per realizzare una lente, ma è comunemente usata per semplicità costruttiva. I raggi distanti dall'asse vengono focalizzati ad una distanza differente dalla lente rispetto a quelli più centrali. Per evitare il fenomeno si utilizzano particolari lenti non sferiche, chiamate asferiche, più complesse da realizzare e molto costose.

21 Il coma è una aberrazione ottica che deriva il suo nome dal caratteristico aspetto a cometa delle immagini create dai sistemi ottici che presentano tale difetto. Il coma si ha quando l'oggetto ripreso è spostato lateralmente rispetto all'asse del sistema di un angolo θ. I raggi che passano per il centro di una lente con distanza focale f, sono focalizzati alla distanza f tan θ. I raggi che passano in periferia sono focalizzati invece in un punto diverso sull'asse, più lontano nel caso del coma positivo e più vicino nel coma negativo. In generale, un fascio di raggi passanti per la lente ad una certa distanza dal centro, è focalizzato in una forma ad anello sul piano focale. La sovrapposizione di questi diversi anelli origina una forma a V, simile alla coda di una cometa.

22 I Telescopi Rifrattori sono cio che e comunemente identificato con la parola "telescopio : un lungo e sottile tubo dove la luce passa tramite un sistema di lenti in una linea retta dall'obiettivo obiettivo posto anteriormente direttamente ad un oculare posto all'estremità opposta del tubo. più grande che esista è quello di 102 cm di diametro e 19,6 m di focale installato nel 1897 all'osservatorio di Yerkes, Chicago.

23 Un telescopio riflettore raccoglie la luce per mezzo di un grande specchio di forma parabolica e la concentra nel fuoco della parabola, dove può essere osservata direttamente dagli astronomi, fotografata e analizzata con i più sofisticati strumenti. Per configurazione ottica s'intende il particolare tipo di percorso che la radiazione luminosa compie in funzione delle superfici riflettenti (sferiche o piane che siano) e rifrangenti che incontra nel suo percorso. Configurazioni: 1. Fuoco diretto 2. Newtioniano 3. Cassegrain

24 Costruire lenti di dimensioni maggiori ai 100 cm presenta gravi difficoltà tecniche: perciò oggi i grandi telescopi usano solo obiettivi a specchio concavo sferico o parabolico. Sono questi i yelescopi riflettori. Le Loro configurazioni più comuni sono la newtoniana e la cassegrain.

25 I telescopi riflettore di Newton, anche conosciuti come catoptrics, hanno solitamente uno specchio primario concavo e parabolico per raccogliere e focalizzare la luce verso uno specchio secondario, piano, posto in posizione diagonale. Questo devia l immagine riflessa verso un apertura posta sul lato del cilindro dove e posto l oculare.

26 Telescopio Anno Lente Addizionale Specchio primario Specchio secondario Riflettore Gregoriano Concavo Parabolico Concavo Ellittico Cassegrain Concavo Parabolico Convesso Iperbolico Ritchey-Chrétien Concavo Iperbolico Concavo Iperbolico Dall-Kirkham Concavo Iperbolico Convesso Sferico Misto Schmidt-Cassegrain Lente di Schmidt Concavo Sferico Convesso Sferico Maksutov-Cassegrain Menisco Concavo Sferico Convesso Sferico Sigler-Maksutov Menisco Concavo Sferico Convesso Sferico Telescopi riflettori con configurazione Cassegrain, riflettori e misti.

27 Il telescopio Cassegrain (1672) è costituito da due specchi: il primario concavo e parabolico ed il secondario convesso iperbolico. Lo specchio primario è forato e l'osservazione della sorgente luminosa avviene dietro a questo. Il percorso luminoso segue in questo caso un doppio tragitto all'interno del tubo ottico, il che consente di avere focali lunghe in uno strumento abbastanza compatto.

28 Telescopio Ritchey-Chrétien (1910): sia lo specchio primario che quello secondario sono concavi iperbolici. Risulta molto compatto, esente da aberrazioni sferiche e di coma, in grado di offtire una largo campo visivo. E la configurazione piu comune per I grandi telescopi ottici. Esempi: Keck Observatory (10m, 2x), Paranal Observatory (8.2m, 4x), Gemini Observatory (8m, 2x), Gran Telescopio Canarias (10.4m), Subaru-Manua Kea (8.2m) telescope at Mauna Kea Observatory, Hubble Space Telescope (2.4m), Herschel Space Observatory (3.5m).

29 Il telescopio Dall-Kirkham (1928) è. è una variante del Cassegrain classico, anche in questo caso troviamo una differenza nella curvatura degli specchi, iperbolico il primario e sferico il secondario; con tale configurazione si abbattono le aberrazioni sferiche già all'origine senza l'introduzione di elementi correttori.

30 Il telescopio Schmidt-Cassegrain è composto da uno specchio primario concavo sferico, da uno specchio secondario convesso sferico e da una sottile lente dotata di potere convergente al centro e divergente ai bordi (superficie di Schmidt) che ha lo scopo di correggere le aberrazioni ottiche residue del sistema. L'immagine si forma nella parte posteriore del tubo, dietro un foro praticato al centro dello specchio primario.

31 Per evitare i problemi posti dalla lavorazione della superficie di Schmidt, negli anni '40 si ipotizzo la superficie asferica poteva essere sostituita da un menisco concavo (cioè una lente con le curvature nello stesso senso), concentrico allo specchio e di potenza debolmente negativa. Il menisco, praticamente acromatico, è calcolato per neutralizzare l'aberrazione sferica dello specchio (Maksutov). L applicazione di questa soluzione con la configurazione Cassegrain, e nota come Telescopio Maksutov-Cassegrain.

32 Evoluzione del Maksutov-Cassegrain: Robert D. Sigler progetto negli anni '70 un Maksutov con uno specchio secondario quasi a metà strada tra il principale e il correttore incrementando in misura notevole il campo di buona definizione.

33

34 Il Very Large Telescope Project (VLT) è un sistema di quattro telescopi ottici separati. Ognuno dei quattro strumenti principali è un telescopio riflettore con uno specchio primario di 8,2 metri. Il progetto VLT fa parte dell'european Southern Observatory (ESO) Il VLT si trova all'osservatorio del Paranal sul Cerro Paranal, una montagna alta metri nel deserto di Atacama, nel Cile settentrionale. Come per la maggior parte degli Osservatori mondiali, il posto è stato scelto per la sua secchezza (sul Paranal non è mai piovuto a memoria d'uomo), l'abbondanza di notti serene, la quota elevata e lontananza da fonti di inquinamento luminoso.

35 Il Large Synoptic Survey Telescope (LSST). Caratterizzato da tre specchi. Lo specchio primario ha un diametro di 8.4 m, il secondario di 3.4 m ed il terziario di 5.0 m. La luce entrante si riflette sullo specchio primario, e riflessa sullo specchio secondario raggiunge il terzo specchi prime di raggiungere l oculare.

36 L Extremely Large Telescope (ELT) e un telescopio caratterizzato da uno specchio primario diametro 42 m, composto da 906 segmenti esagonali, ciascuno della dimensione di 1.45 m. Lo specchio secondario ha un diametro di 6 m.

37 L Overwhelmingly Large Telescope (OWL) è un progetto dell'european Southern Observatory che prevede la costruzione di un telescopio con singola apertura di 100 metri di diametro.

38 Il Large Binocular Telescope (LBT) è un telescopio a doppia pupilla a montatura altazimutale in configurazione gregoriana, ottimizzato per interferometria e osservazione a grande campo. È collocato sul monte Graham, nel sud-est dell'arizona, a più di 3000 metri di altezza, nel complesso delle montagne Pinaleño.

39

40 Ottica adattiva (Specchi multipli)

41 Il sistema di ottica adattiva permette di migliorare sensibilmente le prestazioni poiche' in linea di principio permette di avere immagini prive di distorsione atmosferica (fonte Keck).

42 Immagine di Saturno. E' evidente il guadagno in termini di risoluzione utilizzando l'ottica Adattiva (fonte Keck).

43 Una visione ravvicinata dei 261 attuatori che fanno parte del sistema di ottica attiva del telescopio Subaru. Ottica attiva (Specchi sottili)

44 I Liquid Mirrors (LM) sono specchi realizzati utilizzando dei liquidi riflettenti. Sono costituiti dat tre componenti principali: 1. Un disco contenente un metallo liquido riflettente, ad esempio del mercurio o della lega di gallio. 2. Un cuscino ad aria che supporta il Liquid Mirror. 3. Un sistema di guida e controllo. Il disco viene fatto ruotare finche il liquido non si dispone nella tipica forma a parabola. Il vantaggio e di costo (1% rispetto ad uno specchio tradizionale). Il limite e che puo essere posizionato solol'asse principale (azimuth) perpendicolare al suolo.

45 Il Large-Aperture Mirror Array (LAMA) e un progetto che utilizzara technologie avanzate (liquid-mirror, ottica adattiva ed interferometria) per potere realizzare specchi primari di grandi dimensioni per ottenere altissime risoluzioni ad un costo contenuto.

46

47 Il McMath-Pierce Solar Telescope (3-mirror heliostat design) e il piu grande telescopio solare esistente. E formato da soli specchi. Lo specchio primario misura 2 m in diametro. La luce solare viene riflessa verso uno specchio secondario della misura di 1.6 m, posto ad una distanza di 15 m. Questa viene poi riflessa verso l ultimo specchio che riflette l immagine nella camera di osservazione.

48 Lo Swedish Solar Telescope (SST) e un vacuum telescope. Il vuoto serve ad evitare che il surriscaldamento dell aria all interno falsi le immagini.

49 Advanced Technology Solar Telescope (ATST) L obiettivo è costruire grandi telescopi solari, che raccolgono grandi quantità di luce e calore per ottenere un forte potere di risoluzione e insieme potere usare didelicatissimi strumenti scientifici, a temperatura controllata: il problema principale è la dissipazione dell'enorme calore raccolto.

50

51 Il radiotelescopio è un telescopio specializzato nel rilevare onde radio emesse dalle varie radiosorgenti sparse per l'universo, generalmente grazie ad una grande antenna parabolica, o più antenne collegate. Il radiotelescopio più conosciuto, che è anche quello più grande, si trova ad Arecibo, in Porto Rico, ricavato in una depressione naturale larga circa 350 metri. Il più grande radiotelescopio composto da una singola antenna orientabile e si trova a Green Bank, in Virginia (GBT), ed ha un diametro di 100 metri.

52 Il radiotelescopio submillimetrico (Submillimeter Telescope) esplora la regione delle radiazioni elettromagnetiche compresa tra gli IR e le onde corte (Lunghezze d onda tra i 300 microns ed il 1 millimetro; frequenze tra 300 Gigahertz e 1 Terahertz). Questa regione non e mai stata studiata in modo esaustivo principalmente a causa della iterferenza dell atmosfera e dalla mancanza di strumentazione adeguata. Le aree geografiche che permettono una migliore osservazione sono quelle con atmosfera rarefatta (alta quota) e quelle antartiche.

53 I radiotelescopi paraboloidi cilindri (cicylindrical paraboloid telescope) sono stati progettati per estendere la superfici di riflessione delle onde radio. Ruotando attorno all asse principale possono inseguire gli oggetti celesti fono a 10 ore ed possono operare con bande di frequenza incluse tra I 10MHz e i 500 MHz. Sono ormai superati dagli array.

54 L'interferometria è utilizzata per eseguire misurazioni di lunghezze d'onda, di distanze e di spostamenti dello stesso ordine di grandezza; si misurano anche velocità di propagazione della luce in vari mezzi e indici di rifrazione. L'interferometria è particolarmente utilizzata in radioastronomia. Si basa sul principio di interferenza delle onde elettromagnetiche e permette di ottenere elevati poteri risolutivi combinando coerentemente le informazioni che provengono da più osservatori astronomici distanti fra loro. Il potere risolutivo risultante è proporzionale alla distanza tra gli osservatori stessi. L'interferometria, quindi, permette di superare i limiti imposti dalle difficoltà tecniche di realizzazione di radiotelescopi a grande apertura. Nei radiointerferometri il raggio del disco di diffrazione entro cui è possibile osservare è fornito dalla legge: λ corrisponde alla lunghezza d'onda a cui si osserva, D al diametro dell'antenna. É evidente che per ottenere una migliore risoluzione occorre osservare con strumenti di grandi dimensioni. In particolare nella banda radio occorrono parabole molto grandi, perché le onde radio hanno lunghezza d'onda variabile da qualche millimetro a parecchi chilometri.

55 Il "Very Large Array" (VLA), situato nel New Mexico, è costituito da 27 radiotelescopi, ciascuno delle dimensioni di una "casa" (i paraboloidi hanno un'apertura di 25 metri), che possono scorrere lungo dei binari.

56 Very Long Baseline Interferometry (VLBI), Merlin. Utilizzano radiotelescopi posti su tutta la terra (ed anche nello spazio) per effettuare osservazioni interferometriche con risoluzioni angolari pari o inferiori al millesimo di secondo d'arco. Tali osservazioni hanno permesso di studiare le regioni più interne dei nuclei attivi che sono all'origine dell'energia necessaria per l'emissione nella banda radio delle galassie.

57 Square Kilometre Array (SKA) è un progetto di ricerca internazionale che ha come fine la realizzazione di un radio telescopio con una superficie efficace di raccolta del segnale di un chilometro quadrato, cioè circa l estensione di 200 campi da calcio. La sensibilità di questo strumento sarà 100 volte più grande di quella degli strumenti attuali e coprirà una banda di frequenza compresa tra 100MHz e 25GHz.

58 Grafico della evoluzione dei radiotelescopi in funzione della sesibilita relativa.

59

60 Mauna Kea, Hawaii, metri slm, e probabilmente il piu famoso sito per l osservazione astronomica dalla terra, nelle gamme del visibile, IR e radio (submillimeter, mm, cm, m).

61

62 Dimensione degli specchi riflettori di tutti i telescopi, sia ottici che IR presenti a Mauna Kea.

63

64 Osservazioni dallo spazio Negli anni '50, sulla base dell'esperienza acquisita durante la seconda guerra mondiale sul lancio di missili, si ebbe la possibilità di lanciare dei razzi che uscissero per alcuni minuti fuori dall'atmosfera terrestre. Alcuni scienziati approfittarono di questa opportunità per lanciare piccoli strumenti, allo scopo di osservare il cielo a quelle lunghezze d'onda (per esempio lontano ultravioletto e raggi X) che vengono assorbite dall'atmosfera. Tramite razzi furono appunto ottenute le prime immagini nei raggi X del Sole. Successivamente, in seguito all'avvento dell'era spaziale, alla fine degli anni '60 non solo furono lanciate sonde verso corpi del Sistema Solare, ma fu anche possibile mettere in orbita attorno alla Terra satelliti artificiali con a bordo strumenti per osservazioni astronomiche.

65 L Hubble Space Telescope (HST) e destinato allo studio delle emissioni elettromegnetiche incluse nell intervallo tra 1000 A e A (UV e IR).

66 Dettaglio delle lunghezze d onda osservabili con l Hubble Space Telescope

67 Il Telescopio Spaziale Spitzer, in missione dal 25 agosto 2003, è un osservatorio spaziale che osserva nell'infrarosso. Il telescopio ha uno specchio primario di 85 cm di diametro, raffreddato alla temperatura di 5,5 Kelvin, temperatura necessaria per abbattere l'emissione termica dello specchio che andrebbe a sovrapporsi alla radiazione che si vuole osservare.

68 Il Telescopio Spaziale James Webb, considerato il sucessore di Hubble,sara un telescopio spaziale infrarosso la cui missione primaria sara quella di esaminare il residuo a infrarossi del big bang per poter determinare le condizioni iniziali di formazione dell'universo. Il telescopio, destinato ad essere messo in orbita nel 2011, avra uno specchio primario di 4.0 m di diametro. Saranno installati quattro strumenti: MIRI (Mid-Infrared Instrument), NIRCam (Near-Infrared Camera), NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) e l FGS (Fine Guidance Sensor).

69 I telescopi ottici non sono adatti a produrre immagini in raggi X: infatti questi ultimi sono molto penetranti, ed attraversano un normale specchio posto sul loro cammino, invece di venirne riflessi. I raggi X necessitano di specchi ad incidenza radente. Perciò, invece di utilizzare la regione della parabola vicina al vertice come nei telescopi ottici o nei ricevitori radio, si usano le pareti, che formano con il fascio incidente un angolo piccolo quanto è necessario.

70 Naturalmente, non basta fare convergere i raggi X nel fuoco di un telescopio, ma bisogna anche mettere sul piano focale uno strumento (rivelatore) capace di registrare la radiazione ricevuta dallo spazio, producendo immagini che gli astronomi possano analizzare. I contatori proporzionali sono basati sulla proprietà dei raggi X di causare la ionizzazione del mezzo che attraversano. In figura Il contatore proporzionale PSPC, a bordo di ROSAT. I CCD, già presentati riguardo alle osservazioni ottiche, sono stati applicati solo di recente per osservazioni nei raggi X.

71 Il satellite per osservazioni in raggi X ROSAT. In alto a destra si nota l'apertura (a forma di ragnatela) del telescopio per raggi X. Sono anche visibili pannelli solari, che forniscono energia elettrica, e l'antenna per la trasmissione a terra dei dati di osservazione.

72 Il satellite per osservazioni in raggi X CHANDRA e caratterizzato dal visibile telescopio.

73 L'importanza dello studio dei raggi gamma come fonte d'informazione dall'universo dipende dal loro difficile assorbimento nello spazio, e dal fatto che essi non sono deviati da campi magnetici. Il loro studio richiede tuttavia l'uso di telescopi orbitanti dato che l'atmosfera terrestre assorbe ad oltre 25km di altitudine la loro radiazione. Il Compton Gamma-Ray Observatory fu lanciato il 7 aprile E' rientrato nell atmosfera il 4 Giugno 2000 dopo essere stato risollevato in orbita nel Era destinato allo studio delle emissioni elettromegnetiche dai corpi celesti nell'intervallo di energie tra i 30 KeV e i 30 GeV (raggi gamma).

74 LAT (Large Area Telescope) Il lancio del Gamma-ray Large Area Space Telescope (GLAST), ovvero Telescopio spaziale ai raggi gamma ad ampia superficie, è previsto per il settembre del Servirà allo studio delle emissioni elettromegnetiche dai corpi celesti nell'intervallo di energie tra i 20 MeV e i 300 GeV (raggi gamma). Uno strumento secondario, il Gamma-ray bursts monitor, verrà utilizzato per rilevare energie inferiori, fino a 10 kev, e fenomeni più brevi come i Gamma ray bursts.

75 Il telescopio europeo Integral, in missione dal 17 ottobre 2002, è il primo telescopio spaziale in grado di osservare il cielo contemporaneamente nei raggi gamma, nei raggi X e nella luce visibile.