Ilmakehän ulkopuolinen tähtitiede on tähtitieteen ala , jossa tutkimusta tehdään välineillä, jotka on sijoitettu Maan ilmakehän ulkopuolelle . Toisin kuin Maan pinnalla sijaitsevilla instrumenteilla tehdyt tutkimukset, ilmakehän ulkopuoliseen tähtitiedoon on saatavilla koko sähkömagneettisen säteilyn spektriä hyödyntäviä tutkimuksia, mikä avaa laajat mahdollisuudet tutkimukselle. [yksi]
Lisäksi havainnointityökalujen poisto mahdollistaa teleskooppien resoluution lähentämisen diffraktiorajaa ja radiointerferometrejä käytettäessä avaa mahdollisuuksia rajattomaan suurennokseen interferometrin pohjalle. Maan kiertoradalla sijaitsevien tähtitieteellisten instrumenttien lisäksi ilmakehän ulkopuolisiin tähtitieteellisiin instrumentteihin kuuluvat optiset instrumentit, jotka ovat kaukana maasta. Niihin kuuluvat erityisesti automaattiset planeettojen väliset asemat, jotka sijaitsevat kiertoradoilla lähellä aurinkokunnan muita kappaleita ja tekevät tutkimustaan. Yksi kaukaisimmista optisista instrumenteista voidaan kutsua Voyageriksi, joka aurinkokunnan reunalla pystyi tekemään havaintoja, jotka olivat käytännössä vapaita ultraviolettivalaistuksesta johtuen auringonvalon sironnasta aurinkokunnassa .
Todennäköisesti ilmakehän ulkopuolisen tähtitieteen alku voidaan yhdistää Galileon ensimmäisen teleskoopin luomiseen . Melkein välittömästi todettiin, että kaukoputken siirtäminen poispäin maan pinnasta parantaa merkittävästi taivaankappaleiden kuvaa (kuitenkin silloisten tähtitieteilijöiden käytettävissä olevilla etäisyyksillä pääasiallinen panos kuvan parantamiseen ei johdu ilmanpaineen laskusta , mutta siirtämällä laite alueelle, jossa on vähemmän pölyä ja muuta saastetta).
Ilmakehän ulkopuolisen tähtitieteen edistysaskeleet liittyvät korkealla sijaitsevien ilmapallojen käyttöön, jotka pystyvät saavuttamaan 40-50 kilometrin korkeudet. Ilmapallojen käyttö mahdollisti nousemisen vesihöyryllä kyllästetyn ilmakehän pintakerrosten yläpuolelle ja suurelta osin voittaa otsonikerroksen (otsonin maksimipitoisuus havaitaan noin 27 km:n korkeudella, jossa otsonin molekyylipitoisuus on noin 3 10 -6 ). Näiden korkeuksien saavuttaminen mahdollisti erillisten mittausten tekemisen käyttämällä säteilyä, jonka aallonpituus oli yli 200 nm. Ilmakehän ulkopuolisen tähtitieteen menestyksen seuraava vaihe johtui 100 km:n korkeudelle kyenneiden rakettien laajan käytön alkamisesta, mikä mahdollisti kokonaan otsonikerroksen ylittämisen ja laajensi sähkömagneettisen spektrin. tutkimukseen käytettävissä olevaa säteilyä 80 nm asti. Lisäksi näiden korkeuksien saavuttaminen avasi mahdollisuuden yksittäisiin röntgentutkimuksiin. Huolimatta siitä, että rakettien käyttö mahdollisti tähtitieteellisten instrumenttien nostokorkeuden kaksinkertaistamisen, lyhyt lentoaika, alhainen lentopaino ja vaikeus käyttää pitkiä valotuksia raketin gyroskooppiseen stabilointiin johtivat siihen, että Ilmapalloja ja raketteja käytettiin pitkään rinnakkain. Tämän ilmakehän ulkopuolisen tähtitieteen vaiheen päätulos on kuvan saaminen Auringosta alle 300 nm:n aallonpituuksien alueella. Ja lopuksi, ilmakehän ulkopuolisen tähtitieteen nopeaa kehitystä helpotti avaruusajan alkaminen, mikä mahdollisti paitsi havainnointilaitteiden viemisen kauas Maan ilmakehän ulkopuolelle, myös niiden sijoittamisen lähelle tutkittavia kohteita. .
Radioastronomian kehityksen alkuvaiheessa tutkijoiden tärkeimmät kiinnostuksen kohteet olivat maa ja aurinko. Ensimmäiset maapallon kiertoradalle lähetetyt tähtitieteelliset instrumentit asennettiin Neuvostoliiton Sputnik-2-satelliittiin , joka laukaistiin Neuvostoliitossa 3. marraskuuta 1957 . Auringon kovan säteilyn alueella (0,1-12 nm) tehtyjen havaintojen lisäksi Sputnik-2-laitteisto mahdollisti ensimmäistä kertaa Maan säteilyvyöhykkeiden havaitsemisen (mielenkiintoista on huomata, että radioamatöörit kaikkialta maailmasta oli tärkeä rooli maapallon säteilyvyöhykkeiden rajojen määrittämisessä, joka tallensi Sputnik-3:n signaaleja, tutki säteilyvyöhykkeiden rajoja). Myöhemmät kokeelliset Auringon havainnot, jotka Neuvostoliitto teki vuosina 1957-1960, mahdollistivat tietojen saamisen plasman lämpötilasta koronassa. Aurinkotuulen läsnäolon havaitsivat ensin automaattiset Luna-1 ja Luna-2-asemat. Ja järjestelmälliset ja pitkäaikaiset auringon toiminnan havainnot (joiden Neuvostoliitto aloitti 60-luvulla) mahdollistivat yhteyden luomisen Auringon havaittujen ominaisuuksien muutosten ja siinä tapahtuvien fysikaalisten prosessien välillä.
Ensimmäisen kuvan aurinkokoronasta, joka tehtiin röntgenaluetta vastaavien aallonpituuksien alueelle, saivat Naval Research Laboratoryn ( USA ) asiantuntijat. Heidän käyttämiensä laitteiden ansiosta aurinkolevyn resoluutio oli 0,1. Tästä suhteellisen alhaisesta resoluutiosta huolimatta tutkimuksen perustavanlaatuinen tulos oli aurinkokoronan lyhytaaltoisen säteilyn anisotropian havaitseminen ja useiden aktiivisten vyöhykkeiden rekisteröinti (joka osui suunnilleen samaan aikaan desimetrisäteilyn vyöhykkeiden lähteiden kanssa). Seuraava vaihe ilmakehän ulkopuolisen tähtitieteen kehityksessä liittyy aurinkokunnan eri kappaleiden tutkimukseen. Yksi perustehtävistä, joka oli ratkaistava näiden tutkimusten toteuttamiseksi, oli toisen kosmisen nopeuden saavuttaminen. Vikojen sarjan jälkeen AFM Luna-1 ratkaisi tämän ongelman. Ohjelmistovirheen vuoksi lento-ohjelma valmistui osittain ja lennon tuloksista voidaan mainita Maan ulkoisen säteilyvyöhykkeen löytyminen ja kuun magneettikentän puuttuminen. Ensimmäisen kuvan Kuun takapuolelta antoi AFM Luna-3 , joka sen lisäksi, että hän sai valokuvatietoa Kuusta, mahdollisti avaruusalusten vakautus- ja suuntausjärjestelmän laatimisen, mikä on ratkaisevan tärkeää avaruusaluksille. ilmakehän ulkopuolisen tähtitieteen myöhempi kehitys.
Melkein samanaikaisesti kuun tutkimuksen kanssa yritettiin tutkia Venusta. Neuvostoliiton lentokoneiden sarjan epäonnistumisten jälkeen (joka kuitenkin mahdollisti tärkeimpien teknisten tietojen hankkimisen lentokoneiden avaruudessa toimimisen ominaisuuksista) amerikkalaisen Mariner-2 :n lento osoittautui onnistuneeksi , mikä. pystyi suorittamaan Venuksen ilmakehän lämpömittauksia, määrittämään sen kiertoajan ja mittaamaan magneettikentän voimakkuutta.