Radioastronomian perusteita Anne Lähteenmäki & Merja Tornikoski Tämä tiivistelmä on koottu valikoiden Aalto-yliopiston Radioastronomian kurssin materiaaleista eikä se näin ollen ole täydellinen, vaan keskittyy Lounais-Hämeen Uranuksen tähtitieteen kurssin radioastronomian luennon (30.1.2014, A. Lähteenmäki) aiheisiin. Metsähovin radiotutkimusasema Metsähovin radiotutkimusasema sijaitsee Kirkkonummella Kylmälän kylässä. Laitos kuuluu Aaltoyliopiston Sähkötekniikan korkeakouluun. Aseman toiminta aloitettiin 1974 silloisen sähkötekniikan osaston radiolaboratorion alaisuudessa ja 1.5.1988 siitä tuli erillislaitos, jonka tehtävänä on: suorittaa tutkimustyötä radiotieteen, radioastronomian ja avaruustekniikan aloilla antaa alan koulutusta mm. järjestämällä tutkimusmahdollisuuksia sekä ohjausta opinnäytteiksi tarkoitettuja tutkimustöitä varten edistää alan tutkimuksen ja sovellutusten kehittämistä maassamme ylläpitää ja kehittää toimialansa kansallista ja kansainvälistä yhteistoimintaa. Metsähovissa sijaitsee Suomen ainoa radioastronomiseen tutkimukseen käytettävä teleskooppi, halkaisijaltaan 13.7-metrinen suojakuvun sisään sijoitettu teleskooppi. Radioteleskooppi on käytössä 24 h vuorokaudessa ympäri vuoden, tuottaen radioastronomista havaintodataa mm. kvasaaritutkimukseen ja aurinkotutkimukseen. Metsähovin tutkijoiden johdolla tehdään myös opinnäytetöitä Sähkötekniikan korkeakoululle ja Turun yliopistoon. Lisäksi laitoksen tutkijat antavat kurssimuotoista radioastronomian perus- ja jatko-opetusta. Lue lisää Metsähovin radiotutkimusasemalla tehtävästä tutkimuksesta osoitteessa metsahovi.aalto.fi. Metsähovissa sijaitsevan all sky cameran julkisia kuvia voi katsella osoitteen metsahovi.aalto.fi/en/about/images/ kautta.
Radioastronomian historiaa Ensimmäiset havainnot taivaalta tulevasta radiosäteilystä tehtiin 1932, kun amerikkalainen insinööri Karl Jansky (Bell Telephone Lab.) tutki ukkosen radioliikenteelle aiheuttamia häiriöitä 20.5 MHz:n taajuudella (14.6 m). Jansky löysi kolme säteilyn aiheuttajaa: läheiset ukkosmyrskyt, kaukana olevat ukkoset erityisesti etelässä, ja tuntematon kohina. Kohinan suunta muuttui siten, että se kiersi kaikki ilmansuunnat lähes 24 tunnissa eli voimakkuuden vaihtelun jakso oli sama kuin Maan pyörähdysaika tähtien suhteen. Jansky päätteli, että kyseessä ei ole Aurinko, koska suunta on kiinteä, ja onnistui paikallistamaan lähteen suunnaksi Linnunradan keskustan suunnan. 1937 Grote Reber, radioinsinööri USA:sta, teki aluksi tuloksettomia kokeita Janskyn kosmisesta kohinasta lyhyillä aallonpituuksilla, 3.3 GHz (10 cm) ja 910 MHz. Aikomukset olivat hyvät, mutta tekniikka ei riittänyt. Vaihtoi yhä alemmille taajuuksille, 1940 160 MHz (1.87 m) jolla mittaukset toimivat paremmin. 1944 julkaistussa paperissa oli kartta radiotaivaasta, josta erottuu selkeästi Linnunradan taso ja keskusta, sekä kaksi muuta maksimia: extragalaktinen radioähde Cygnus A sekä supernovajäännös Cassiopeia A. 1942 J. S. Hey: Auringon radiosäteily havaittiin tutka-asemalla Englannissa, osoitti että häiriöt radiolähteyksessä eivät olleet peräisin vihollisen toimista vaan Auringosta, jossa oli menossa aktiivinen kausi ja runsaasti purkauksia. 1951 21 cm viiva havaittiin. 1963 löydettiin kvasaarit (M. Schmidt) ja OH-viiva (S. Weinreb et al.) 1965 3 K taustasäteily (A.A. Penzias & R.W. Wilson). Tästä myönnettiin Nobelin palkinto 1978. 1967 löydettiin pulsarit (J. Bell & A. Hewish). Nobel 1974. 1968 löydettiin NH3 ja H2O -viivasäteilyt. Seuraavina vuosina löydettiin kymmeniä uusia viivoja. Radioastronomia kehittyi nopeasti ja on lisännyt merkittävästi tietoamme maailmankaikkeudesta. Radioastronomian avulla tutkitaan sekä jatkuvaa spektriä eli kontinuumia, että spektriviivoja. Huomattava osa Linnunradan rakennetta koskevasta tiedosta on peräisin neutraalin vedyn 21 cm:n ja myöhemmin myös häkämolekyylin 2.6 mm:n viivan havainnoista. Radioastronomian avulla on tehty monia tärkeitä löytöjä: mm. pulsarit ja kvasaarit löydettiin radiohavaintojen perusteella. Radioteleskoopit Radioteleskooppeja on monenlaisia, mutta tyypillisin lienee Cassegrain-tyyppinen peiliteleskooppi. Esim. Metsähovin antenni on tällainen. Radioteleskoopit ovat periaatteessa hyvin herkkiä radiovastaanottimia. Signaalit avaruudesta ovat heikkoja, joten vahvistin- ja mittaustekniikka ovat tärkeitä. Näkyvän valon alueella tehtävistä havainnoista poiketen radiohavaintoja voidaan tehdä myös päivällä. Teleskoopin erotuskyky on aallonpituus jaettuna antennin halkaisijalla. Mitä pienempi aallonpituus (siis korkeampi taajuus) tai isompi antenni, sen parempi erotuskyky. Käytännössä peilipintojen
valmistustekniikka asettaa rajat antennin koolle, sillä korkeilla taajuuksilla pintojen pitää olla erittäin hyvin heijastavat ja tasaiset. Aurinko Aurinko on meitä lähinnä oleva tähti, ns. pääsarjan "tavallinen" tähti, spektriluokan G2 tähti. Aurinko sijaitsee lähellä, siksi sitä havaitaan helposti kaikilla aallonpituusalueilla. Aurinko on tärkeä havaintokohde, koska sen avulla saadaan tietoa muista tähdistä, joita ei voida havaita yhtä tarkasti. Auringon avulla saadaan tietoa tähtien pyörimisestä, aktiivisuusilmiöistä (mm. tähdenpilkut, tähtituuli), magneettikentistä, pinnan rakenteesta, jne. Aurinko radioalueella Aurinko on voimakkain havaitsemamme avaruuden radiosäteilijä. Se havaittiin ensimmäistä kertaa sattumalta 1942, jolloin Auringon aktiivisuuden aiheuttamia häiriöitä sotilaallisiin radioyhteyksiin luultiin ensiksi vieraan vallan toiminnaksi. Aurinkotutkimus osoittautui pian kuitenkin varsin hedelmälliseksi radioastronomian osa-alueeksi. Eri radiotaajuuksilla "nähdään" Auringossa eri syvyydelle. Millimetrialueella tehdään havaintoja kromosfäärin syvemmistä osista ja metrialueella koronasta. Metsähovin radioteleskoopilla havaitaan yksityiskohtaisia Auringon radiosäteilykarttoja 22, 37 ja 87 GHz:llä, tutkitaan aktiivisten alueiden käyttäytymistä ja kerätään purkausdataa (radioflaret). Lisäksi Metsähovissa toimivat 1.8-metrinen aurinkoteleskooppi, joka havaitsee Auringon kokonaisvuota 12 GHz taajuudella jatkuvasti Auringon ollessa näkyvissä, ja leveäkaistaisia havaintoja keräävä e-callisto-mittauslaitteisto. Kesäisin aurinkohavainnoissa päästään Metsähovissa erittäin pitkiin havaintojaksoihin, jolloin voidaan tutkia mm. aktiivisten alueiden elinikää ja kehitystä. Katso Metsähovin aurinkokarttagallerian viimeisimmät kartat täältä: http://www.metsahovi.fi/solar-gallery. Aktiiviset galaksit, kvasaarit Vaikka myös omasta Linnunradastamme havaitaan runsaasti radiosäteilyä, se ei ole läheskään vastaava radiosäteilijä kuin monet kaukaiset ns. aktiiviset galaksit. Aktiivinen galaksi on määritelmänsä mukaisesti hyvin voimakkaasti jollakin tai usealla aallonpituusalueella säteilevä galaksi, jossa säteily on tyypillisesti keskittynyt pienelle alueelle galaksin keskustassa. Keskusalueen säteily siis on voimakkaampaa kuin kyseisen galaksin tähtien yhteenlaskettu säteily ja näkyy siksi kauas. Aktiivinen galaksinydin eli AGN (Active Galactic Nucleus), joihin kvasaaritkin kuuluvat, voidaan määritellä siten, että sen keskusta näyttää tähtimäiseltä ilman erottuvaa rakennetta (eli AGN:n oleellinen ydin sijaitsee hyvin pienessä tilassa) ja se säteilee keskustan alueelta jopa enemmän kuin koko muu galaksi. AGN:ien säteily voi vaihdella nopeasti ja voimakkaasti, mikä myöskin osoittaa säteilyn olevan peräisin pieneltä alueelta. Sana "kvasaari", englanniksi "quasar", on väännös sanoista "quasi-stellar radio source", sillä alunperin kvasaareita luultiin (melko lähellä oleviksi) tähdiksi tai "tähtienkaltaisiksi kohteiksi" pistemäisyytensä vuoksi. Sanaa "kvasaari" käytetään nykyisin usein synonyyminä aktiiviselle galaksinytimelle, vaikka todellisuudessa luokittelu on monimutkaisempaa. Kvasaarit ja muut AGN:t jakaantuvat myös lukuisiin eri alaluokkiin. AGN-
tutkimuksessa kaikki taajuusalueet ovat tärkeitä, jotta saataisiin kokonaiskuva niiden rakenteesta, luokittelusta, säteilymekanismeista jne. (Kuva: C.M. Urry and P. Padovani) Keskuskappale Nykykäsityksen mukaan kvasaarin ytimessä on pienessä tilassa hyvin massiivinen kohde, luultavasti supermassiivinen musta aukko, jonka massa on luokkaa miljoonasta miljardiin Auringon massaa. Kvasaarista havaittava energia on ennen kaikkea ympäröivän materian gravitaatiopotentiaalienergiaa, jota vapautuu materian syöksyessä mustaan aukkoon. Kertymäkiekko (accretion disk) Kvasaarin ytimessä olevan mustan aukon gravitaatiokenttä kerää ympäriltään materiaa itseään kohti. Materia kertyy pyöriväksi kiekoksi mustan aukon ympärille. Suihkut (jets) Kvasaareissa vapautuva energia ja plasma virtaavat ulospäin relativistisissa (miltei valonnopeudella liikkuvissa) plasmasuihkuissa, jotka suuntautuvat keskuskappaleen pyörimisakselien suuntaan. Suihkut syntyvät varsin lähellä keskuskappaletta (tarkkaa syntymekanismia ei vielä tunneta), mutta voivat jatkua laajan skaalan suihkuina yli koko galaksin näkyvän osan ulkopuolelle asti. Radioalueella tapahtuva tutkimus on vaikuttanut erityisesti suihkuissa tapahtuvien ilmiöiden ymmärtämiseen. Nykyisen käsityksen mukaisesti radioalueella havaittavat purkaukset ovat juuri näissä suihkuissa etenevien, varsin lähellä keskuskappaletta syntyvien, synkrotronimekanismilla säteilevien plasmashokkien vaikutusta. Suihkussa edetessään shokit kasvavat ja hiipuvat, mikä havaitaan radioalueella säteilyn tasonmuutoksina. Radioalueen purkaukset osataan jo selittää melko
hyvin, osittain siksi, että nimenomaan radioalueella on tehty kattavaa monitorointihavainnointia (mm. Metsähovissa), jota on voitu käyttää mallien kehittämiseen ja testaamiseen. Kvasaaritutkimus Metsähovissa Metsähovin radiotutkimusasemalla on vuodesta 1980 asti tehty säännöllistä kvasaaritutkimusta Turun yliopiston ja Aalto-yliopiston (ennen Teknillinen korkeakoulu) yhteistyöprojektina. Metsähovissa tehtävä kvasaaritutkimus on pääasiassa säännöllistä monitorointia, jonka tarkoituksena on seurata kvasaarien vuonvaihteluita taajuuksilla 22 GHz, 37 GHz ja 90 GHz. Havaintojen perusteella laaditaan valokäyriä, joiden avulla kehitetään teoreettisia malleja ja pyritään ymmärtämään kvasaareiden ja muiden aktiivisten galaksinytimien rakennetta. Metsähovi on ainoa teleskooppi maailmassa, jonka havaintoajasta merkittävä osa käytetään säännölliseen kvasaarien vuonvaihteluiden seurantaan korkeilla radiotaajuuksilla. Radiohavaintojen etuna on myös se, että niitä voidaan tehdä ympäri vuorokauden. Metsähovissa on pyritty sekä suurehkon kvasaariotoksen pitkäaikaiseen ja mahdollisimman tiuhaan havainnointiin että erilaisten pienempien otosten satunnaiseen tai kertaluonteiseen havainnointiin. Edellisen avulla pyritään täysin ymmärtämään radiopurkausten syntyä ja kehitystä sekä tutkimaan samankin kvasaarin erityyppisiä purkauksia. Jälkimmäinen auttaa kvasaarien yleisten ominaisuuksien ja luokittelun ymmärtämisessä. Lisäksi Metsähovissa osallistutaan koordinoituihin yhteishavaintoihin muilla teleskoopeilla tehtävien tai esim. satelliiteissa toimivien instrumenttien kanssa, jolloin saadaan aikaiseksi kvasaarien monitaajuusspektri ja voidaan tutkia eri taajuusalueiden välisiä korrelaatioita ja viiveitä. Radiomonitorointi ja VLBI Metsähovissa tehdään kvasaarihavaintoja myös pitkäkantainterferometriamenetelmällä (VLBI), joka onkin ainoa tapa saada kvasaareista muodostettua kuva (radiokartta), josta voidaan erottaa joitakin yksityiskohtia niiden rakenteesta, tosin ei kuitenkaan keskuskappaleesta ja kertymäkiekosta, jotka sijaitsevat myös VLBI-tekniikalle liian pienessä tilassa. VLBI-tekniikan avulla yhdistetään monen, mahdollisesti eri puolella maapalloa sijaitsevan radioteleskoopin täsmälleen samanaikaiset havainnot. Nämä havainnot vastaavat sellaisen yksittäisen radioteleskoopin, jonka halkaisija on sama kuin em. erillisten teleskooppien suurin välimatka, tekemiä havaintoja. Linnunrata Vaikka pystymmekin paljaalla silmällä näkemään vain tähdet, tähtienvälinen avaruus ei silti ole tyhjä. Tähtienvälistä kaasua on noin 10% Linnunradan massasta ja pölyä noin 1% kaasun määrästä. Linnunrata on rakenteeltaan luultavasti (sauva)spiraaligalaksi. Tämä on voitu päätellä havainnoista, joiden mukaan ionisoituneen vedyn alueet, molekyylipilvet ja nuoret, kuumat tähdet ovat keskittyneet nauhamaisesti Linnunradan keskustan suuntaan ja siitä poispäin. Spiraalirakennetta on myös kartoitettu mm. neutraalin vedyn HI ja ionisoituneen vedyn HII -radiokartoilla sekä pulsarien avulla (pulsarien signaaleissa on viiveitä, jotka syntyvät kun signaali kulkee spiraalihaarojen läpi). Linnunradan halkaisija on noin 100 000 valovuotta. Aurinkomme sijaitsee Linnunradan spiraalihaarassa, noin 30 000 valovuoden päässä keskustasta.
Linnunradan keskuksen metsästys Hyvin pitkään Linnunradan keskustan sijaintia ei tarkkaan tunnettu. Tähtienvälinen pölyn aiheuttaman absorption ja sironnan vuoksi keskusta on optisella alueella erittäin vaikea paikallistaa. Linnunradan keskustan arvoitus on kuitenkin erittäin kiinnostava, koska se voi vastata aktiivisten galaksien ydintä pienemmässä mittakaavassa. Linnunradan keskustassa saattaa jopa olla suuri musta aukko. Radio- ja infrapuna- (eli IR) havainnot ovat merkittävästi lisänneet tietojamme Linnunradan keskustasta, mutta sen rakennetta ei silti vielä aivan tarkasti tunneta. Sagittariuksen spiraalihaaran tähtipilvet ja ennen kaikkea niihin liittyvä tähtienvälinen pöly estävät näkemästä keskuksen suunnassa kauemmas optisella alueella. Keskustasta saadaan kuitenkin havaintoja muilla aallonpituuksilla. Röntgenalueella voidaan havaita keskustan lähellä olevia kuumaa kaasua, röntgenkaksoistähtiä ja supernovia. IR-alueella havaitaan nuoria, kuumia tähtiä. Kuitenkin vain radiotaajuuksilla nähdään täysin esteettömästi keskustaan asti! Jo Jansky paikallisti radiohavaintonsa Linnunradan keskustan suuntaan. Reberin myöhemmät havainnot osoittivat, että kirkkain radiosäteily ei tullutkaan optisten astronomien määrittämästä keskustasta vaan n. 25 astetta sivusta. Reber oli oikeassa, pöly harhautti optisia havaintoja. Linnunradan keskusta on noin parinsadan valovuoden läpimittainen osa suunnassa Sagittarius A, Sgr A (Jousimiehen tähtikuvio). Sgr A Sagittarius A -radiosäteilyalue koostuu kolmesta osasta. Sgr A East on laaja, hieman pallomaisen oloinen laaja radiosäteilyn alue joka on luultavasti supernovajäännös (tai vielä suuremman pamauksen aiheuttanut hypernova), joka lienee syntynyt muutamia kymmeniä tuhansia vuosia sitten. Sgr A West (katso radiokartta alla) on pienen spiraalin muotoinen ionisoituneen vedyn alue, Tämän minispiraalin haarojen yhtymäkohdassa sijaitsee pistemäinen radiosäteilyn lähde Sgr A*. 5 GHz:n radiokartta Sgr A West -alueesta. Sgr A* sijaitsee spiraalihaarojen yhtymäkohdassa.
Sgr A*:n lähistöllä kaasupilvet liikkuvat yli 100km/s ja jotkin röntgenalueella havaitut tähdet jopa 1000 km/s. Nopeudet osoittavat, että lähellä täytyy olla valtava massakeskittymä, noin 2 miljoonan Auringon massan kokoinen. Pelkät nopeusmittaukset eivät kuitenkaan riitä osoittamaan, mikä keskusalueen oudoista kohteista on todellinen keskusta, ja onko se hyvin tiheässä olevia normaaleita tähtiä vai kenties musta aukko. Ominaisliikemittaukset ovat osoittaneet, että Sgr A* ei näytä liikkuvan lainkaan. Sen siis täytyy olla hyvin massiivinen (ainakin noin miljoona Auringon massaa) eikä se voi olla tähtirykelmä. Koska Sgr A*:n säde on hyvin pieni, se on hyvin todennäköisesti musta aukko. Lisäksi sen spektri on litteä ja radiosäteily vaihtelevaa, eli se on kovasti kvasaaria muistuttava kohde. Olisiko se todellinen supermassiivinen musta aukko? Kvasaarien keskustassa arvellaan olevan jopa miljardin Auringon massainen musta aukko, joka tuottaa energiaa. Koska Linnunrata on sangen normaalin kokoinen galaksi, voidaan ihmetellä, miksi sen keskustaan ei ole syntynyt sen isompaa mustaa aukkoa, ja toisaalta miksi tämä ei tuota energiaa edes massansa edellyttämällä tavalla? Nykyisin pohditaan, onko aktiivisuusvaihe osa normaalia galaksin kehitystä, ja syntyvätkö galaksit mustan aukon ympärille vai päinvastoin. Luultavasti totuus on jälkimmäinen, eli supermassiivinen musta aukko voi syntyä galaksin keskustaan esimerkiksi galaksien keskinäisten törmäysten vaikutuksesta. Maailmankaikkeuden alkuaikoina tällaiset törmäykset olivat nykyistä tavallisempia, mikä voisi selittää sen, että kvasaareita havaitaan enimmäkseen hyvin kaukana. Ehkä nykyisinkin törmäyksissä voi syntyä supermassiivinen musta aukko ja aktiivinen galaksi, ja näin saattaa käydä jopa Linnunradalle, kun sen seuralaisgalaksit Magellanin pilvet ovat seuraavan kerran (muutaman sadan miljoonan vuoden päästä) lähellä Linnunrataa ja jopa ehkä putoavat siihen. Toinen selitys on, että Linnunradan keskustassa oleva musta aukko on "nälkiintynyt", eli se on jo käyttänyt kaiken keskustassa olevan materian ruuakseen ja riutuu nyt energianpuutteessa. Aineen jakautuminen Linnunradassa Aineen jakautumista Linnunradassa voidaan tutkia mittaamalla erilaisten kohteiden etäisyyksia ja lukumääriä. Radioastronomian keinoin se voidaan tehdä mittaamalla esim. vetypilvien säteilyä Linnunradan eri kohdissa, jonkin näkösäteen varrella. Kaasun liike on kussakin kohdassa erilaista, ja se voidaan erottaa erilaisista Doppler-siirtymistä (säteilyn aallonpituus muuttuu säteilylähteen liikkuessa havaitsijan suhteen). Kun säteily lähestyy havaitsijaa, sen aallonpituus lyhenee (sinisiirtymä), ja kun säteily liikkuu havaitsijasta pois päin, sen aallonpituus pitenee (punasiirtymä). Tähtienvälinen pöly Tähtienvälinen pöly aiheuttaa merkittävää säteilyn vaimenemista esimerkiksi näkyvän valon alueella, vaikka sitä on vain noin 1 % tähtienvälisen kaasun määrästä. Pölyä on eniten spiraalihaarojen sisäreunoissa, ja se koostuu vesijäästä, silikaateista ja grafiitista. Pölyhiukkasten koko on tyypillisesti alle mikrometri, ja voimakkaimmin säteilyä sirottavakin hiukkaset joiden koko on 0.3 mikrometriä. Radioalueella tähtienvälinen pöly ei kuitenkaan aiheuta merkittävää vaimenemista, ja siksi Linnunradasta voidaan tehdä radiohavaintoja myös alueilta, joissa pölyn määrä on suuri. Pöly esiintyy erilaisissa pilvissä. Pimeät sumut ovat kylmän pölyn alueita ja ne näkyvät taivaalla kohtina, joissa on vähemmän tähtiä (pölypilvi peittää kaukaisemmat tähdet taakseen). Heijastusumut ovat taas lämpimän pölyn pilviä, jotka sirottavat sen tähden valoa jonka ympärillä ne ovat. Heijastussumun väri riippuu tähden väristä ja sen koko tähden kirkkaudesta.
Tähtienvälinen kaasu Tähtienvälisessä avaruudessa on kaasua massaltaan satakertainen määrä pölyyn verrattuna, eli noin 10 % Linnunradan massasta. Tähtienvälisestä kaasusta on löydetty noin 30 eri alkuainetta. Mukana on muutamaa poikkeusta lukuunottamatta kaikki alkuaineeet vedystä sinkkiin saakka ja lisäksi vielä joitakin raskaampia. Suurin osa (n. 70%) on vetyä kuten tähdissäkin, ja seuraavaksi eniten (n. 30%) on heliumia. Tähtienvälisen kaasun, erityisesti neutraalin vedyn radiosäteilyn avulla voidaan tutkia Linnunradan yleisrakennetta. Koska tähtienvälinen pöly ei siis merkittävästi vaimenna radioaaltoja, voidaan havaita jopa Linnunradan toiselta laidalta lähtenyttä radiosäteilyä. Neutraali vety HI Tähtienvälisen aineen yleisin osa on neutraali vety HI, joka radioalueella säteilee 21 cm aallonpituudella (1.4 GHz). HI sopii tähtienvälisen aineen ominaisuuksien ja Linnunradan pyörimisen tutkimiseen. Vedyn 21 cm viivaa tutkimalla on saatu tähtienvälisen aineen ominaisuuksista sekä muun muassa Linnunradan ja muiden galaksien spiraalirakenteesta selville enemmän kuin millään muulla keinolla Ionisoitunut vety HII Monissa paikoissa avaruudessa vety ei esiinny neutraalina vaan ionisoituneena, varsinkin kuumien O-luokan tähtien ympärillä, jotka säteilevät voimakkaasti UV-alueella. Jos tällaisen tähden ympärillä on tarpeeksi vetyä, se näkyy ionisoituneen vedyn muodostamana emissiosumuna, HIIalueena. Tyypillinen emissiosumu on Orionin tähdistön M42 (Trapetsin 4 kuumaa tähteä). Näkyvän valon alueella voidaan tähtienvälisen säteilyn vaimenemisen vuoksi tutkia vain lähellä Aurinkoa olevia HII-alueita. Infrapuna- tai radioalueen säteilyn avulla tutkimus ulottuu paljon kauemmas, koska Linnunrata on radioalueella läpinäkyvä. Radioalueella tärkeimpiä viivoja ovat vedyn ja heliumin viivat taajudella 5.01 GHz.. Niiden avulla voidaan mitata HII-alueiden säteisnopeaudet ja sitä kautta etäisyydet. Tähtienväliset molekyylit Molekyylit syntyvät tähtienvälisessä avaruudessa pölyhiukkasten pinnalla. Koska tähtienvälisen pölyn aiheuttama säteilyn vaimeneminen on suuri, ei tiheimmistä pilvistä voida tehdä molekyylihavaintoja optisella tai UV-alueella. Koska molekyylejä esiintyy eniten juuri tiheiden pilvien, kuten pimeiden sumujen yhteydessä, täytyy havainnot tehdä radioalueella. Ensimmäinen radioalueen molekyylispektriviiva, hydroksyyliradikaali OH, löydettiin 1963. Myöhemmin löydettiin yhä uusia molekyylejä, ja nykyisin niitä tunnetaan yli 170. Maserit Kehityksensä loppuvaiheissa olevien kylmien tähtien suunnalta voidaan havaita voimakasta radiosäteilyä. Voimakas tähtituuli tiivistää molekyylipilven tähden ympärille ja säteily vahvistuu maser-mekanismilla pilven läpi kulkiessaan. Yleisimpiä maser-mekanismiin liittyviä molekyylejä ovat OH (1.6 GHz), H_2O (22 GHz) ja SiO (43 GHz). Tähtienvälisissä pilvissä havaitaan myös pilvien sisäisiä masereita, jotka liittyvät todennäköisesti tähtien syntyalueisiin, eli pilvet ovat juuri tiivistymässä tähdeksi ja lähettävät shokkiaaltoja jotka saavat aikaan masereita muodostavien molekyylipilvien syntymisen. Toisissa galakseissa havaitaan myös nk. megamasereita, koska ne
ovat niin kirkkaita että näkyvät Linnunrataan asti. Erityisesti vesimaserit ovat taivaan kirkkaimpia radiolähteitä. Supernovajäännökset, SNR Raskaat tähdet päätyvät lopulta supernovaräjähdykseen: tähden sisäosien luhistuminen johtaa epävakaaseen tilanteeseen, joka hetkessä räjäyttää tähden ulko-osat hajalle. Seurauksena on ulospäin leviävä kaasupilvi. Linnunradasta on löydetty noin 265 supernovajäännöstä. Muutamat näkyvät optisella alueella renkaana tai epäsäännöllisenä räjähdyspilvenä (esim. Rapusumu), mutta suurin osa on havaittavissa vain radioalueella. Linnunradan SNRt on jaettavissa 2 tyyppiin: selvät rengasrakenteet tai epäsäännölliset, keskeltä kirkkaat pilvet (esimerkiksi Rapusumu). Rapusumun tyyppisten jäännösten keskellä on aina hyvin nopeasti pyörivä pulsari, joka on räjähdyspilven tärkein energialähde. Pulsari syöksee jatkuvasti pilveen suurilla nopeuksilla liikkuvia elektroneja, jotka aiheuttavat synkrotronisäteilyä. Rengasmaisissa SNRssä ei keskellä ole suurienergistä pulsaria, vaan energia on peräisin itse supernovaräjähdyksestä. Räjähdyksen jälkeen pilvi laajenee nopeudella 10000-20000 km/s, ja noin 50-100 v myöhemmin alkaa muodostua rengasmaiseksi kuoreksi, kun kaasu törmää tähtienväliseen aineeseen ja uloimmaksi ehtineet osat alkavat hidastua. Neutronitähdet, pulsarit Neutronitähtien teoria kehitettiin jo 1930-luvulla, mutta ensimmäiset havainnot niistä saatiin vasta 1960-luvulla jolloin havaittiin radioalueella sykkiviä pulsareita. Kun luhistuvan tähden massa on suurempi kuin 1.4 Auringon massaa, syntyy neutronitähti. Neutronitähtien tyypilliset läpimitat ovat noin 10 kilometrin luokkaa. Tavallisista tähdistä poiketen niillä on selvä kiinteä pinta, jonka yllä voi olla maksimissaan parin sentin atmosfääri. Pinnan yläosassa on kiinteätä metallimaista ainetta, jonka tiheys kasvaa nopeasti sisälle päin. Suurin osa tähteä on neutroneista koostuvaa supranestettä, ja keskustassa voi olla raskaammista hiukkasista muodostunut kiinteä ydin. Supernovaräjähdyksessä ja luhistumisessa syntyvä neutronitähti pyörii aluksi nopeasti, koska sen impulssimomentti on säilynyt ennallaan mutta koko on paljon aiempaa pienempi. Pulsarit löydettiin 1967, kun Cambridgen yliopistossa Englannissa Jocelyn Bell ja Antony Hewish huomasivat taivaalta tulevia säännöllisiä radiopulsseja. Sittemmin pulsareita on löydetty toistasataa. Pulsareiden toistuvat terävät radiopulssit voivat olla 0.0016 sekunnista useaan sekuntiin. Säteilyn jaksossa voi esiintyä tasaista pitenemistä tai toisinaan nopeita pieniä hyppäyksiä. Äkilliset muutokset saattavat merkitä massansiirroksia tähdessä ("tähdenjäristyksiä") tai sen lähiympäristössä. Millisekuntipulsareiden pulssit ovat hyvin vakaita, tarkkuus voi olla parempi kuin atomikellojen. Radiopulssien synty on yhteydessä neutronitähden hyvin voimakkaaseen, jonka akseli ei yhdy pyörimisakseliin, vaan muodostaa sen kanssa jopa 45-90 asteen kulman. Magneettikenttä ei vaikuta pulsarin sisälle, mutta on erittäin vahvasti yhteydessä sen ulko-osiin. Tähden ympärillä on magnetosfääri, jossa hiukkaset pyörivät magneettikentän vankeina. Tietyllä etäisyydellä tähdestä pyörimisnopeus lähestyy valon nopeutta. Nopeasti liikkuva varaus lähettää säteilyä kapeaan kartioon (synkrotronisäteilyä). Kartio kiertää neutronitähden pyörimisnopeudella pyörimisakselin ympäri, ja säteily nähdään nopeina pulsseina sen pyyhkiessä ympäri majakan tavoin.
Kosminen mikroaaltotaustasäteily Kaukaisin kohde, mitä avaruudessa voidaan havaita, on kolmen Kelvinin kosminen mikroaaltotaustasäteily. Se syntyi maailmankaikkeuden ollessa vain noin 380 000 vuoden ikäinen ja kertoo mm. miten aine oli tuolloin jakautunut. Euroopan Avaruusjärjestön ESAn Planck-satelliitti mittasi mikroaaltotaustasäteilyä hiljakkoin (tuloksia julkaistaan pian) usealla taajuudella välillä 30 857 GHz. Metsähovin tutkijoita on mukana Planckin tekemässä tutkimuksessa.