Telescopi per l’ultravioletto.
Come con gli infrarossi, i telescopi per l’ultravioletto possono impiegare molte delle tecnologie ottiche utilizzate da quelli che operano nello spettro del visibile, ed in particolare nella banda near-ultraviolet (400-300 nm). Gli specchi progettati per riflettere e focalizzare la luce ultravioletta, tuttavia, devono essere lavorati con maggiore precisione a causa delle lunghezze d’onda più corte. La contaminazione di specchi e lenti da parte di depositi organici vaganti è particolarmente dannosa nell’ultravioletto e l’ottica e gli strumenti devono essere tenuti scrupolosamente puliti. Mentre la luce near-ultraviolet può essere osservata da terra, i vantaggi delle osservazioni dallo spazio crescono rapidamente nel range del mid e del far ultraviolet. Il telescopio spaziale Hubble, oltre a lavorare nel visibile, ha strumenti come fotocamere e spettrometri, che sono sensibili fino alle lunghezze d’onda dell’ultravioletto lontano. I rivelatori ottimizzati per la luce visibile hanno scarsa efficienza a lunghezze d’onda ultraviolette più corte, quindi i telescopi ultravioletti più sensibili hanno tecnologie progettate appositamente per questa parte dello spettro luminoso. Ad esempio, Galaxy Evolution Explorer, o GALEX, utilizza un innovativo rivelatore che visualizza la posizione e il tempo di arrivo di ciascun fotone ultravioletto in ingresso. I programmi per computer possono utilizzare questi dati per creare successivamente delle immagini, piuttosto che generare un’immagine completa leggendo direttamente dall’array del rivelatore, come avviene comunemente con altri telescopi. GALEX è stato progettato per vedere le lontane e deboli sorgenti ultraviolette dell’Universo, mentre altri telescopi come ad esempio l’Osservatorio Solare ed Eliosferico SOHO hanno una sensibilità inferiore ma un design progettuale molto robusto necessario quando si studia la fonte luminosa ultravioletta del nostro cielo: il Sole.
Scienza dell’ultravioletto.
Sole e Pianeti.
Il Sole è un perfetto laboratorio per lo studio degli ultravioletti poiché questa banda dello spettro ci consente di osservare i gas più caldi della cromosfera solare e della corona. La temperatura del Sole aumenta al di sopra della sua superficie visibile attraverso l’estesa corona. Il gas caldo si sviluppa lungo i campi magnetici altrimenti invisibili, rendendo possibile la tracciatura della sua attività. Osservando l’emissione della linea spettrale ultravioletta dalle tracce di ferro presenti nell’atmosfera solare esterna, la corona, è possibile osservare come i campi magnetici particolarmente intensi del Sole possono contribuire all’innalzamento della temperatura in questa regione. Le temperature qui possono variare da decine di migliaia a milioni di gradi centigradi, ben oltre la sua temperatura superficiale di 5500° C.
La luce ultravioletta ci permette anche di sondare i campi magnetici degli altri pianeti del nostro sistema solare. Le particelle cariche espulse dalla corona del Sole possono rimanere intrappolate all’interno di questi campi. Formando una spirale verso i poli, possono produrre scariche luminose nell’atmosfera, e creare le meravigliose aurore che possiamo osservare anche sul nostro pianeta Terra. Queste aurore possono essere particolarmente luminose nell’ultravioletto, e come nel caso di Giove e Saturno, si manifestano nell’alta atmosfera grazie al soffio particellare del nostro astro.
Formazione stellare.
Oltre i limiti del Sistema Solare, la principale fonte di emissione ultravioletta è rappresentata dalle stelle più calde. Stelle simili al nostro Sole possono contribuire in modo significativo alla banda nel near-ultraviolet, ma nel far-ultraviolet le stelle più massicce la fanno da padrone. Queste enormi stelle sono relativamente poche, ma compensano il loro numero ridotto con una luminosità sorprendente: una stella 20 volte più grande del Sole è 20.000 volte più luminosa, e la maggior parte di quella luce viene emessa nell’extreme-ultraviolet. Le stelle più massicce non vivono a lungo, solo pochi milioni di anni, un battito di ciglia in confronto ai 10 miliardi di anni di aspettativa di vita del nostro Sole. Esse non si allontanano di molto dal luogo in cui si sono formate e la loro luce ultravioletta ci consente di identificare le attuali regioni di formazione stellare attive. In alcune galassie ciò ha portato alla scoperta di strutture a spirale che si estendono ben oltre il disco di luce visibile osservabile.
Le stelle massicce hanno una forte influenza sulle regioni che le hanno prodotte. Non appena una di queste innesca la fusione nucleare nel suo nucleo, l’alta temperatura stimola un torrente di radiazioni ultraviolette. L’energia dei fotoni ultravioletti è così grande che può distruggere le molecole delle polveri circostanti spazzandole via letteralmente dalle regioni di formazione. Ovunque si trovino queste giovani stelle brillanti, di solito ci sono enormi nuvole di polvere che vengono distrutte dalla luce intensa delle stelle stesse. Le regioni più dense della nuvola si erodono più lentamente, lasciando dietro di sé imponenti colonne di polvere e gas. Dato che queste regioni sono le nuvole più dense nella zona, spesso ospiteranno più stelle baby nel processo di formazione. Ogni qualvolta si osservano massicci pilastri di polvere nella luce visibile o all’infrarosso, esse ci indicano la presenza nelle vicinanze di una futura generazione di stelle in fase di formazione.
Inseguendo le stelle 
