Наблюдательная астрономия — это раздел астрономии , который занимается записью данных об наблюдаемой Вселенной , в отличие от теоретической астрономии , которая в основном занимается вычислением измеримых значений физических моделей . Это практика и изучение наблюдения небесных объектов с использованием телескопов и других астрономических инструментов.
Как наука изучение астрономии несколько затруднено тем, что прямые эксперименты со свойствами далекой Вселенной невозможны. Однако отчасти это компенсируется тем, что у астрономов имеется огромное количество видимых примеров звездных явлений, которые можно изучить. Это позволяет отображать данные наблюдений на графиках и фиксировать общие тенденции. Близлежащие примеры конкретных явлений, таких как переменные звезды , можно затем использовать для вывода о поведении более отдаленных представителей. Эти отдаленные критерии затем можно использовать для измерения других явлений в этом районе, включая расстояние до галактики .
Галилео Галилей направил телескоп к небу и записал увиденное. С тех пор наблюдательная астрономия неуклонно развивалась с каждым усовершенствованием технологии телескопов.
Традиционное разделение наблюдательной астрономии основано на наблюдаемой области электромагнитного спектра :
Помимо использования электромагнитного излучения, современные астрофизики могут также проводить наблюдения с помощью нейтрино , космических лучей или гравитационных волн . Наблюдение источника с использованием нескольких методов известно как астрономия с несколькими посланниками .
Оптическая и радиоастрономия может выполняться с помощью наземных обсерваторий, поскольку атмосфера относительно прозрачна на обнаруживаемых длинах волн. Обсерватории обычно располагаются на больших высотах, чтобы свести к минимуму поглощение и искажения, вызываемые атмосферой Земли. Некоторые длины волн инфракрасного света сильно поглощаются водяным паром , поэтому многие инфракрасные обсерватории расположены в сухих местах на большой высоте или в космосе.
Атмосфера непрозрачна на длинах волн, используемых в рентгеновской астрономии, гамма-астрономии, УФ-астрономии и (за исключением нескольких длин волн) в дальней инфракрасной астрономии , поэтому наблюдения должны проводиться в основном с воздушных шаров или космических обсерваторий. Однако мощные гамма-лучи можно обнаружить с помощью сильных воздушных ливней, которые они производят, а изучение космических лучей является быстро развивающейся отраслью астрономии.
На протяжении большей части истории наблюдательной астрономии почти все наблюдения проводились в визуальном спектре с помощью оптических телескопов . Хотя атмосфера Земли относительно прозрачна в этой части электромагнитного спектра , большая часть работы телескопа по-прежнему зависит от условий наблюдения и прозрачности воздуха и обычно ограничивается ночным временем. Условия наблюдения зависят от турбулентности и температурных изменений в воздухе. Места, которые часто облачны или страдают от атмосферной турбулентности, ограничивают разрешение наблюдений. Точно так же присутствие полной Луны может осветлить небо рассеянным светом, затрудняя наблюдение за слабыми объектами.
Для целей наблюдения оптимальным местом для оптического телескопа, несомненно, является космическое пространство . Там телескоп может проводить наблюдения, не подвергаясь воздействию атмосферы . Однако в настоящее время вывод телескопов на орбиту остается дорогостоящим . Таким образом, следующими лучшими местами являются определенные горные вершины с большим количеством безоблачных дней и, как правило, с хорошими атмосферными условиями (с хорошей видимостью ). Этими свойствами обладают вершины островов Мауна-Кеа, Гавайи и Ла-Пальма , а также, в меньшей степени, внутренние территории, такие как Льяно-де-Чахнантор , Паранал , Серро-Тололо и Ла-Силья в Чили . Эти обсерватории привлекли множество мощных телескопов, общая сумма инвестиций которых составила многие миллиарды долларов США.
Темнота ночного неба является важным фактором в оптической астрономии. Поскольку размеры городов и населенных пунктов постоянно увеличиваются, количество искусственного света в ночное время также увеличивается. Эти искусственные источники света создают рассеянное фоновое освещение, что делает наблюдение слабых астрономических объектов очень затруднительным без специальных фильтров. В некоторых местах, таких как штат Аризона и Соединенное Королевство , это привело к проведению кампаний по сокращению светового загрязнения . Использование козырьков вокруг уличных фонарей не только увеличивает количество света, направленного на землю, но и помогает уменьшить количество света, направленного в небо.
Атмосферные эффекты ( астрономические наблюдения ) могут серьезно ухудшить разрешающую способность телескопа. Без каких-либо средств коррекции эффекта размытия перемещающейся атмосферы телескопы с апертурой более 15–20 см не смогут достичь теоретического разрешения в видимых длинах волн. В результате основным преимуществом использования очень больших телескопов стала улучшенная способность собирать свет, что позволяет наблюдать очень слабые звездные величины. Однако недостаток разрешения начал преодолеваться с помощью адаптивной оптики , спекл-изображений и интерферометрических изображений , а также использования космических телескопов .
У астрономов есть ряд наблюдательных инструментов, которые они могут использовать для измерения небес. Для объектов, которые расположены относительно близко к Солнцу и Земле, можно провести прямые и очень точные измерения положения на более удаленном (и, следовательно, почти стационарном) фоне. Ранние наблюдения такого рода были использованы для разработки очень точных моделей орбит различных планет, а также для определения их соответствующих масс и гравитационных возмущений . Такие измерения привели к открытию планет Уран , Нептун и (косвенно) Плутон . Они также привели к ошибочному предположению о вымышленной планете Вулкан на орбите Меркурия (но объяснение Эйнштейном прецессии орбиты Меркурия считается одним из триумфов его общей теории относительности).
Помимо исследования Вселенной в оптическом спектре, астрономы все чаще получают возможность получать информацию и в других частях электромагнитного спектра. Самые ранние такие неоптические измерения были сделаны для тепловых свойств Солнца . Приборы, используемые во время солнечного затмения, могут быть использованы для измерения излучения короны .
С открытием радиоволн радиоастрономия начала превращаться в новую дисциплину астрономии . Длинные волны радиоволн требовали гораздо больших собирающих антенн для получения изображений с хорошим разрешением, что позже привело к разработке интерферометра с несколькими тарелками для создания радиоизображений с синтезом апертуры высокого разрешения (или «радиокарт»). Разработка микроволнового рупорного приемника привела к открытию микроволнового фонового излучения , связанного с Большим взрывом . [4]
Радиоастрономия продолжает расширять свои возможности, даже используя радиоастрономические спутники для создания интерферометров с базовыми линиями, намного превышающими размер Земли. Однако постоянно расширяющееся использование радиоспектра для других целей постепенно заглушает слабые радиосигналы звезд. По этой причине в будущем радиоастрономия может осуществляться из экранированных мест, например, на обратной стороне Луны .
В последней половине двадцатого века наблюдался стремительный технологический прогресс в области астрономических приборов. Оптические телескопы становились все больше и использовали адаптивную оптику , чтобы частично свести на нет атмосферное размытие. Новые телескопы были запущены в космос и начали наблюдать Вселенную в инфракрасной , ультрафиолетовой , рентгеновской и гамма - частях электромагнитного спектра, а также наблюдать космические лучи . Массивы интерферометров позволили получить первые изображения чрезвычайно высокого разрешения с использованием апертурного синтеза в радио-, инфракрасном и оптическом диапазонах волн. Орбитальные инструменты, такие как космический телескоп Хаббл, способствовали быстрому прогрессу в астрономических знаниях, выступая в качестве рабочей лошадки для наблюдений слабых объектов в видимом свете. Ожидается, что новые космические инструменты, находящиеся в стадии разработки, позволят напрямую наблюдать планеты вокруг других звезд, возможно, даже за некоторые миры, подобные Земле.
Помимо телескопов астрономы начали использовать для наблюдений и другие инструменты.
Нейтринная астрономия — раздел астрономии, который наблюдает астрономические объекты с помощью детекторов нейтрино в специальных обсерваториях, обычно в огромных подземных резервуарах. Ядерные реакции в звездах и взрывы сверхновых производят очень большое количество нейтрино , очень немногие из которых могут быть обнаружены нейтринным телескопом . Нейтринная астрономия мотивирована возможностью наблюдения процессов, недоступных оптическим телескопам , таких как ядро Солнца .
Разрабатываются детекторы гравитационных волн , которые могут фиксировать такие события, как столкновения массивных объектов, таких как нейтронные звезды или черные дыры . [5]
Роботизированные космические аппараты также все чаще используются для проведения очень подробных наблюдений за планетами Солнечной системы , так что область планетологии теперь имеет значительное пересечение с дисциплинами геологии и метеорологии .
Ключевым инструментом почти всей современной наблюдательной астрономии является телескоп . Это служит двойной цели: собрать больше света, чтобы можно было наблюдать очень слабые объекты, и увеличить изображение, чтобы можно было наблюдать маленькие и удаленные объекты. Оптическая астрономия требует телескопов, в которых используются оптические компоненты высокой точности. Например, типичные требования к шлифовке и полировке изогнутого зеркала требуют, чтобы поверхность находилась в пределах доли длины волны света определенной конической формы. Многие современные «телескопы» на самом деле состоят из массивов телескопов, работающих вместе, чтобы обеспечить более высокое разрешение за счет синтеза апертуры .
Большие телескопы размещены в куполах, чтобы защитить их от непогоды и стабилизировать условия окружающей среды. Например, если температура с одной стороны телескопа на другую, форма конструкции изменится из-за теплового расширения, выталкивающего оптические элементы из положения. Это может повлиять на изображение. По этой причине купола обычно изготавливаются из ярко-белого ( диоксид титана ) или неокрашенного металла. Купола часто открываются перед закатом, задолго до начала наблюдений, чтобы воздух мог циркулировать и довести весь телескоп до той же температуры, что и окружающая среда. Чтобы предотвратить влияние ветра или других вибраций на наблюдения, стандартной практикой является установка телескопа на бетонном опоре, фундамент которого полностью отделен от фундамента окружающего купола и здания.
Практически любая научная работа требует, чтобы телескопы отслеживали объекты, движущиеся по видимому небу. Другими словами, они должны плавно компенсировать вращение Земли. До появления механизмов привода с компьютерным управлением стандартным решением была экваториальная монтировка той или иной формы , и для небольших телескопов это до сих пор является нормой. Однако это конструктивно плохая конструкция, и по мере увеличения диаметра и веса телескопа она становится все более громоздкой. Самый большой в мире телескоп с экваториальной установкой — это 200-дюймовый (5,1 м) телескоп Хейла , тогда как в последних 8–10-метровых телескопах используется конструктивно лучшая альтазимутальная монтировка , и они на самом деле физически меньше, чем Хейл, несмотря на большие зеркала. По состоянию на 2006 год разрабатываются проекты гигантских альт-азотных телескопов: Тридцатиметрового телескопа [1] и Чрезвычайно большого телескопа диаметром 100 м . [7]
Астрономы-любители используют такие инструменты, как рефлектор Ньютона , рефрактор и набирающий популярность телескоп Максутова .
Фотография играла решающую роль в наблюдательной астрономии на протяжении более столетия, но за последние 30 лет ее в значительной степени заменили в приложениях для обработки изображений цифровые датчики, такие как ПЗС-матрицы и КМОП - чипы. Специализированные области астрономии, такие как фотометрия и интерферометрия, использовали электронные детекторы в течение гораздо более длительного периода времени. В астрофотографии используется специализированная фотопленка (или обычно стеклянная пластинка, покрытая фотоэмульсией ) , но имеется ряд недостатков, в частности низкая квантовая эффективность , порядка 3%, тогда как ПЗС-матрицы можно настроить на КЭ >90% в узкая полоса. Почти все современные инструменты телескопов представляют собой электронные матрицы, а старые телескопы были либо модернизированы этими инструментами, либо закрыты. Стеклянные пластины до сих пор используются в некоторых приложениях, таких как геодезия, поскольку разрешение , возможное с помощью химической пленки, намного выше, чем у любого электронного детектора, созданного до сих пор .
До изобретения фотографии вся астрономия выполнялась невооруженным глазом. Однако еще до того, как пленки стали достаточно чувствительными, научная астрономия полностью перешла на пленку из-за ее огромных преимуществ:
Блинковый компаратор — это инструмент, который используется для сравнения двух почти идентичных фотографий, сделанных одного и того же участка неба в разные моменты времени. Компаратор поочередно зажигает две пластины, а любые изменения выявляются миганием точек или полос. Этот инструмент использовался для поиска астероидов , комет и переменных звезд .
Позиционный или перекрестный микрометр — это инструмент, который использовался для измерения двойных звезд . Он состоит из пары тонких подвижных линий, которые можно перемещать вместе или разделять. Линза телескопа выровнена по паре и ориентирована с помощью позиционных проводов, расположенных под прямым углом к разделению звезд. Затем подвижные тросы настраиваются так, чтобы они соответствовали положениям двух звезд. Затем расстояние между звездами считывается с прибора, и их истинное расстояние определяется на основе увеличения инструмента.
Важнейшим инструментом наблюдательной астрономии является спектрограф . Поглощение определенных длин волн света элементами позволяет наблюдать определенные свойства удаленных тел. Эта возможность привела к открытию элемента гелия в спектре излучения Солнца и позволила астрономам получить большой объем информации, касающейся далеких звезд, галактик и других небесных тел. Доплеровский сдвиг (особенно « красное смещение ») спектров также можно использовать для определения радиального движения или расстояния по отношению к Земле .
Первые спектрографы использовали наборы призм , которые разделяли свет на широкий спектр. Позже был разработан решеточный спектрограф , который уменьшил потери света по сравнению с призмами и обеспечил более высокое спектральное разрешение. Спектр можно сфотографировать с длинной выдержкой, что позволит измерить спектр слабых объектов (например, далеких галактик).
Звездная фотометрия вошла в употребление в 1861 году как средство измерения цвета звезд . Этот метод позволяет измерить величину звезды в определенных диапазонах частот, что позволяет определить общий цвет и, следовательно, температуру звезды. К 1951 году была принята международно стандартизированная система величин UBV ( Ультрафиолетовый- Синий - Видимый ) .
Фотоэлектрическая фотометрия с использованием ПЗС-матрицы сейчас часто используется для наблюдений в телескоп. Эти чувствительные инструменты могут записывать изображение почти до уровня отдельных фотонов и могут быть предназначены для просмотра в частях спектра, невидимых для глаза. Способность записывать прибытие небольшого количества фотонов за определенный период времени может позволить внести некоторую компьютерную коррекцию атмосферных эффектов, повышая резкость изображения. Несколько цифровых изображений также можно объединить для дальнейшего улучшения изображения, что часто называют «наложением». В сочетании с технологией адаптивной оптики качество изображения может приблизиться к теоретической разрешающей способности телескопа.
Фильтры используются для просмотра объекта на определенных частотах или диапазонах частот. Многослойные пленочные фильтры могут обеспечить очень точный контроль передаваемых и блокируемых частот, так что, например, объекты можно будет рассматривать на определенной частоте, излучаемой только возбужденными атомами водорода . Фильтры также можно использовать для частичной компенсации воздействия светового загрязнения , блокируя нежелательный свет. Поляризационные фильтры также можно использовать для определения того, излучает ли источник поляризованный свет, а также для определения ориентации поляризации.
Астрономы наблюдают широкий спектр астрономических источников, включая галактики с большим красным смещением, АЯГ , послесвечение Большого взрыва и множество различных типов звезд и протозвезд.
Для каждого объекта можно наблюдать различные данные. Координаты положения определяют местонахождение объекта на небе с использованием методов сферической астрономии , а величина определяет его яркость, видимую с Земли . Относительная яркость в разных частях спектра дает информацию о температуре и физике объекта. Фотографии спектров позволяют изучить химию объекта.
Сдвиг параллакса звезды на фоне можно использовать для определения расстояния до предела, налагаемого разрешением инструмента. Лучевую скорость звезды и изменения ее положения во времени ( собственное движение ) можно использовать для измерения ее скорости относительно Солнца. Изменения яркости звезды свидетельствуют о нестабильности атмосферы звезды или же о присутствии затмевающего компаньона. Орбиты двойных звезд можно использовать для измерения относительных масс каждого компаньона или общей массы системы. Спектроскопические двойные системы можно обнаружить, наблюдая доплеровские сдвиги в спектре звезды и ее близкого компаньона.
Звезды одинаковой массы, образовавшиеся в одно и то же время и в одинаковых условиях, обычно имеют почти идентичные наблюдаемые свойства. Наблюдение массы тесно связанных звезд, например, в шаровом скоплении , позволяет собрать данные о распределении типов звезд. Эти таблицы затем можно использовать для определения возраста ассоциации.
Для далеких галактик и АЯГ проводятся наблюдения за общей формой и свойствами галактики, а также группировок , в которых они находятся. Наблюдения определенных типов переменных звезд и сверхновых известной светимости , называемых стандартными свечами , в других галактиках позволяют сделать вывод о расстоянии до родительской галактики. Расширение пространства приводит к смещению спектров этих галактик в зависимости от расстояния и изменению за счет эффекта Доплера лучевой скорости галактики. И размер галактики, и ее красное смещение можно использовать, чтобы сделать вывод о расстоянии до галактики. Наблюдения за большим количеством галактик называются обзорами красного смещения и используются для моделирования эволюции форм галактик.
СМИ, связанные с наблюдательной астрономией, на Викискладе?