Lo spettro ultravioletto (o più semplicemente UV) si trova appena oltre il limite blu della luce visibile. Le lunghezze d'onda ultraviolette sono misurate in Ångstroms (Å); un Ångstrom equivale a un decimiliardesimo di metro. Le lunghezze d'onda UV, che vanno da 100 a 3.200 Å (all'incirca da 100.000 a 1.000 volte più piccole di una capocchia di spillo), sono più corte e più energetiche della luce visibile; per fare un confronto, la luce visibile occupa la regione di spettro compresa tra 3.200 e 7.000 Å. La fascia UV è ulteriormente suddivisa in tre bande: l'ultravioletto estremo (EUV, da 100 a 1.000 Å), l'ultravioletto lontano (FUV, da 1.000 a 2.000 Å) e l'ultravioletto vicino (NUV, da 1.000 a 3.200 Å). Svariati oggetti celesti sono interessanti perché emettono la maggior parte della loro radiazione in queste bande ultraviolette.

L'universo ultravioletto appare alquanto diverso dalle stelle e galassie che si vedono nella luce visibile, molte delle quali sono oggetti relativamente freddi: la radiazione ultravioletta, infatti, è il tipico indizio degli oggetti caldi, come per esempio stelle appena nate oppure morenti. Se potessimo osservare il cielo nell'ultravioletto, le stelle più fredde si affievolirebbero: potremmo invece vedere alcune stelle molto vecchie, che in prossimità della loro morte diventano più calde ed emettono radiazione ad alta energia; potremmo inoltre vedere nubi di gas e polvere, veri e propri vivai stellari con giovani stelle calde e massicce; infine, trascurando i ben più numerosi oggetti freddi, potremmo avere una visione meno confusa di aree affollate come gli ammassi stellari o i bracci delle galassie a spirale.

I risultati che provengono da numerosi strumenti e satelliti - come gli Orbiting Astronomical Observatories, l'Astronomy Netherlands Satellite, i Voyager e l'International Ultraviolet Explorer - indicano che il sistema solare, la nostra galassia e l'universo esterno sono ricchi di radiazione ultravioletta. Tuttavia, queste prime osservazioni si sono interessate quasi esclusivamente delle emissioni dell'ultravioletto vicino e lontano, poiché la maggior parte dei rilevatori possono raggiungere solo i 1.200 Å. Soltanto l'Orbiting Astronomical Observatory 3 (conosciuto come Copernicus), che studia le stelle più luminose, ha registrato spettri fino a 950 Å. Inoltre, le lunghezze d'onda inferiori a 912 Å vengono assorbite dall'idrogeno, l'elemento più abbondante nell'universo: e ciò rende ancor più difficile rilevare le sorgenti lontane. Usando una nuova tecnologia, l'Astro Observatory sarà in grado di superare questo limite, detto limite di Lyman. Solamente poche sorgenti sono state identificate nell'ultravioletto estremo, ma ci si aspettano nuove scoperte quando Astro studierà queste regioni dello spettro elettromagnetico che ancora rimangono inesplorate.

I telescopi ultravioletti di Astro effettueranno contemporaneamente diversi metodi di misurazione. Quando le fonti saranno esaminate nello spettro UV e studiate con varie tecniche, saremo in grado di apprendere qualche cosa di nuovo circa l'origine, la struttura, la composizione chimica e l'evoluzione di molte specie di oggetti celesti.

Lo spettro dei raggi X si trova oltre l'ultravioletto, in una regione ancora più energetica e con lunghezze d'onda ancora più piccole. I raggi X, infatti, sono espressi in lunghezze d'onda che vanno da 100 a 0,1 Å, ma esse sono così corte (circa le dimensioni di un atomo) che gli astronomi si riferiscono ai raggi X utilizzando la loro energia, misurata in elettronvolt. I raggi X e tutti gli altri di radiazione elettromagnetica vengono emessi in pacchetti di energia chiamati fotoni. I fotoni dei raggi X hanno un'energia che va da 100 a 100.000 elettronvolt: per fare un confronto, un fotone di luce visibile porta circa 2 fotoni di energia.

Il cielo a raggi X è dominato dalle esplosioni cosmiche, dove i gas vengono riscaldati a milioni di gradi e la materia è accelerata fin quasi alla velocità della luce. Guardando l'universo a raggi X, vediamo un cosmo violento: esplosioni stellari, stelle e galassie calde, stelle collassate, potenti quasar e forse materia orbitante intorno a buchi neri. Centinaia di sorgenti di raggi X sono state identificate e si è osservato che la maggior parte degli oggetti celesti conosciuti emette raggi X.

La miglior visione dell'universo a raggi X è stata ottenuta, tra il 1978 e il 1981, dall'High Energy Astronomy Observatory 2 della NASA, l'Einstein Observatory. Questa prima missione ha rivelato ulteriori sorgenti di raggi X, più di quanto ci si sarebbe aspettato, ma per ogni risposta data ha posto anche nuovi interrogativi. Gli astronomi sono impazienti di studiare le sorgenti di raggi X con maggior dettaglio. L'Astro Observatory ci darà le prime informazioni su composizione chimica, temperatura e struttura di alcuni tra i più singolari e interessanti oggetti dell'universo.

I telescopi ultravioletti di Astro sono in grado di fotografare il cielo UV (immagini), misurare la distribuzione di energia delle lunghezze d'onda UV (spettroscopia) e analizzare l'intensità e l'orientamento della luce UV (fotometria e polarimetria). Il telescopio a raggi X di Astro utilizza la spettroscopia per misurare la distribuzione di energia dei fotoni dei raggi X.

Una speciale strumentazione è stata usata per fotografare il cielo UV nella medesima maniera in cui fotografiamo il mondo visibile. Le prime fotografie nell'ultravioletto sono state raccolte da alcuni telescopi suborbitali: un primo esperimento di fotografia UV venne effettuato con l'Orbiting Astronomical Observatory 2 della NASA e fotografie UV del cielo furono prese durante le missioni Apollo; tuttavia, la maggior parte del cielo rimane ancora inesplorata nella luce ultravioletta. Le immagini registrano la magnitudine relativa, la posizione e la struttura di un gran numero di oggetti contemporaneamente: esse, prese con filtri selezionati, possono essere messe a confronto per determinare la temperatura delle stelle.

Con le tecniche delle spettroscopia, la radiazione può essere separata nelle sue lunghezze d'onda. Elementi chimici differenti emettono o assorbono radiazione a determinate lunghezze d'onda, generando linee spettrali: tali linee sono l'indizio che identifica univocamente gli elementi. Gli spettri di molti oggetti contengono linee di emissione o di assorbimento nella regione degli ultravioletti e dei raggi X: esse sono dovute ad elementi (o stadi ionizzati di elementi) che non sono presenti nella luce visibile. Le caratteristiche di queste linee, perciò, procurano varie informazioni sulla composizione chimica e sulle condizioni fisiche delle sorgenti, informazioni che sarebbero altrimenti irreperibili.

La banda UV contiene linee di molti elementi di piccola o media massa, tra i quali l'idrogeno, l'elio, il carbonio, l'azoto, l'ossigeno o il neon. La banda dei raggi X contiene sia alcuni degli elementi precedenti sia altri più pesanti, come il ferro, il silicio, lo zolfo e il magnesio. Queste linee rappresentano un'ampia gamma di temperature e di stadi energetici degli elementi: e queste informazioni sono necessarie per conoscere le condizioni fisiche degli oggetti.

La luce diffusa dalla polvere interstellare è spesso polarizzata ovvero orientata su un determinato piano: ciò è stato rilevato per quanto riguarda la luce visibile, ma non è mai stato studiato per l'ultravioletto. La radiazione UV viene assorbita o diffusa da gas e polveri più facilmente della luce visibile. La polvere interstellare, costituita da ammassi rarefatti di particelle che si accumulano fra le stelle, non è affatto densa: tuttavia, poiché la radiazione percorre enormi distanze prima di giungere a noi, polveri e gas interagiscono con essa, in particolar modo sul piano della nostra galassia, la Via Lattea. Modelli teorici hanno mostrato che polveri di differente composizione o distribuzione diffonderebbero o assorbirebbero la radiazione UV in modi diversi: perciò, osservando le stelle, la cui radiazione è stata modificata dal passaggio fra la polvere interstellare, possiamo apprendere qualcosa sulle proprietà di tale polvere.

La luce polarizzata sembra prevalere nelle regioni in cui polveri interstellari e campi magnetici si trovano insieme. Dunque la polarizzazione può essere utilizzata per studiare sia le polveri che i campi magnetici, che altrimenti sarebbero invisibili, e inoltre può rivelare la potenza dei campi magnetici di talune stelle e galassie. Usata in combinazione con la fotometria, che misura la luminosità delle fonti, essa può essere usata per conoscere le dimensioni e la forma degli oggetti. La tecnica della polarimetria deve essere ancora sfruttata dall'astronomia UV.

Astro guarda il cosmo orbitando intorno alla Terra. Esso osserverà anzitutto il nostro sistema solare: il Sole, la sua famiglia di nove pianeti e le loro lune. Esaminerà la composizione chimica delle atmosfere planetarie e le interazioni dei loro campi magnetici: particolare interesse è rivestito da Giove, con i suoi campi magnetici e la sua turbolenta atmosfera. Astro studierà inoltre come le comete interagiscono con la luce e le particelle provenienti dal Sole per dare vita alle loro lunghe code luminose.

Astro sposterà poi la sua attenzione al di là del sistema solare, che si trova in un braccio secondario della Via Lattea, per studiare vari tipi di stelle. Il Sole è una delle stelle che a decine di miliardi costituiscono la nostra galassia; le stelle simili ad esso sono la specie più comune: sfere di gas infuocato, con un volume circa un milione di volte maggiore di quello terrestre, con fornaci nucleari capaci di raggiungere temperature di milioni di gradi. Oggi il nostro Sole è una stella stabile, di mezz'età, ma tra circa 5 miliardi di anni si gonfierà e inghiottirà i pianeti interni, Terra compresa: diventato una gigante rossa, potrà espellere un guscio di polvere e gas, una nebulosa planetaria. Quando il Sole morirà, collasserà in un oggetto non più grande della Terra, un denso e caldo ammasso di "ceneri": una nana bianca. Gli astronomi prevedono che la maggior parte delle stelle terminerà la propria vita come nana bianca: è dunque importante studiare questi relitti stellari. E poiché le nane bianche emettono per lo più radiazione ultravioletta, uno dei principali scopi di Astro è quello di localizzarle ed esaminarle in dettaglio.

Le stelle da 10 a 100 volte più massicce del Sole bruciano rapidamente il loro idrogeno, finché i loro nuclei collassano ed esplodono generando una supernova, uno dei più potenti fenomeni dell'universo. All'inizio queste stelle sono molto calde ed emettono principalmente radiazione ultravioletta: perciò gli strumenti di Astro localizzeranno le stelle calde e massicce di ogni età, cosicché gli astronomi potranno studiare tali fasi dell'evoluzione stellare.

Astro osserverà la recente esplosione della Supernova 1987A, che scagliò vari detriti stellari nello spazio. Le supernovae creano nuovi elementi, la maggior parte dei quali si allontana formando dei gusci di gas e detriti in espansione, riscaldati dalle onde d'urto dell'esplosione. Astro ricercherà i resti delle supernovae, che rimangono visibili per centinaia d'anni dopo la morte della stella: i suoi telescopi UV e a raggi X forniranno varie informazioni sulla quantità di elementi, sulle condizioni fisiche del gas in espansione e sulla struttura della materia interstellare.

Talvolta, dopo l'esplosione di una supernova, il nucleo collassa in una stella a neutroni, la più densa e la più piccola delle stelle conosciute, con una massa paragonabile a quella del Sole concentrata in uno spazio delle dimensioni di una grande città. La materia diventa così densa che un pezzetto di stella del volume di una zolletta di zucchero peserebbe 100 milioni di tonnellate. Certe stelle a neutroni sono delle pulsar, che emettono fasci di radiazione e sembrano accendersi e spegnersi centinaia di volte al secondo poiché esse ruotano rapidamente. Gli scienziati hanno teorizzato che alcune stelle possano collassare fino a diventare buchi neri, oggetti così densi e dotati di una tale forza gravitazionale che non solo la materia ma nemmeno la luce può sfuggire loro. Si pensa che quando la materia viene assorbita da un buco nero si producano ultravioletti e raggi X.

Poche stelle vivono da sole: la maggior parte si trova in coppia o a gruppi. Ogni componente orbita intorno all'altro e spesso essi si passano così vicino che una certa quantità di massa si trasferisce dall'uno all'altro, producendo un gran numero di ultravioletti e di raggi X. Questi sistemi binari possono essere costituiti da un vasto assortimento di stelle, dal quale non si escludono le nane bianche, le stelle a neutroni e i buchi neri.

Le stelle possono radunarsi in ammassi stellari, che arrivano a contare da pochi fino a milioni di membri. Spesso ci sono così tante stelle nel nucleo dell'ammasso, che risulta impossibile rilevare la luce visibile di ogni singola stella. Astro sarà in grado di isolare le stelle calde all'interno degli ammassi, poiché esse brillano distintamente nell'ultravioletto. Gli ammassi costituiscono eccellenti laboratori per studiare l'evoluzione stellare, visto che tutte le stelle che vi si trovano si sono formate con la medesima materia e più o meno nello stesso tempo: tuttavia, all'interno di un singolo ammasso, stelle con massa diversa si evolvono con ritmi diversi. Possiamo dunque studiare l'evoluzione stellare osservando ammassi di età differenti: ogni ammasso di una data età ci fornisce una sorta di istantanea di cosa sta accadendo in funzione della massa stellare; esaminando ammassi giovani (con meno di 1 milione di anni) e confrontandoli con quelli vecchi (con 10 milioni di anni), possiamo ricostruire quanto succede durante un lungo periodo di tempo.

Lo spazio tra le stelle non è completamente vuoto, ma è riempito di gas e polveri, parte di cui condenserà per diventare stelle e pianeti. Questa materia interstellare è composta principalmente da idrogeno, con tracce di elementi più pesanti, e di solito ha un densità di 1 atomo per ogni quartino di spazio. Astro sarà in grado di misurare in maniera più accurata le proprietà di tale materia studiando i suoi effetti sulla luce proveniente dalle stelle più lontane. Per lo più la materia interstellare è relativamente fredda, ma temperatura e densità possono variare di molto: esistono non solo nubi la cui densità va da 10 a 10.000 atomi e molecole per centimetro cubico e caratterizzate da basse temperature, ma anche zone calde e poco dense, con temperature di milioni di gradi e densità di uno ione per 1.000 centimetri cubici. Le dense nubi di polvere che circondano le stelle e riflettono luce colorata sono chiamate nebulose di riflessione: esse sono spesso illuminate da giovani stelle calde che sono nascoste diero le nubi. Le osservazioni nell'ultravioletto riveleranno le caratteristiche di tali stelle celate nella polvere, nonché le dimensioni e la composizione di quest'ultima.

Al di là della Via Lattea c'è almeno un centinaio di miliardi di altre galassie, molte delle quali con centinaia di miliardi di stelle: esse contengono la maggior parte della materia visibile dell'universo. Le galassie formano ammassi che contano decine o centinaia di membri. Le emissioni di raggi X e di ultravioletti ci permetteranno di studiare le regioni più calde e attive di queste galassie, così come la materia intergalattica, il gas caldo tra le galassie di un ammasso. Le galassie hanno una gran varietà di forme e dimensioni: spirali giganti come la Via Lattea, ellittiche a forma d'uovo e forme irregolari. Astro esaminerà i vari tipi di galassia e studierà la loro evoluzione. Dato che le galassie più vicine ci appaiono com'erano milioni di anni fa, Astro vedrà le galassie più lontane com'erano miliardi di anni fa: confrontando tali galassie potremo tracciare la storia dell'universo. Alcune galassie stanno vivendo un violento cambiamento: tali galassie hanno dei nuclei che emettono un'elevata quantità di energia; le loro emissioni di raggi X e di ultravioletti ci possono aiutare ad identificare la fonte di energia.

I telescopi a raggi X e quelli ultravioletti rileveranno poi i quasar, oggetti compatti e molto distanti che irradiano più energia di cento normali galassie. I quasar potrebbero essere i nuclei di antiche galassie: la forte emissione di raggi X e di ultravioletti che proviene dal centro di questi corpi ci può essere d'aiuto per capire che cosa essi siano in realtà.

Questo è l'universo come noi oggi lo conosciamo, ma molte delle nostre idee sono solo previsioni basate sulla teoria e su poche osservazioni. Siamo ancora privi delle osservazioni necessarie per confermare o smentire molte delle nostre teorie: non conosciamo le esatte dimensioni dell'universo né la sua età, non abbiamo mai visto con sicurezza un buco nero e gli scienziati continuano a chiedersi quale sia la natura dei quasar. Per svelare tali misteri dobbiamo vedere l'universo in tutto il suo splendore: Astro è parte di un progetto NASA per studiare l'universo in tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico.