Наблюдательная астрономия — раздел астрономии , который занимается регистрацией данных о наблюдаемой Вселенной , в отличие от теоретической астрономии , которая в основном занимается вычислением измеримых следствий 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 это частично компенсируется тем фактом, что астрономы имеют огромное количество видимых примеров звездных явлений, которые могут быть исследованы. Это позволяет наносить данные наблюдений на графики и регистрировать общие тенденции. Близлежащие примеры конкретных явлений, такие как переменные звезды , затем могут быть использованы для вывода поведения более далеких представителей. Эти далекие мерки затем могут быть использованы для измерения других явлений в этом районе, включая расстояние до галактики .
Галилео Галилей направил телескоп на небеса и записал то, что увидел. С тех пор наблюдательная астрономия достигла устойчивого прогресса с каждым усовершенствованием в технологии телескопов.
Традиционное разделение наблюдательной астрономии основано на наблюдаемой области электромагнитного спектра :
Помимо использования электромагнитного излучения, современные астрофизики могут также проводить наблюдения, используя нейтрино , космические лучи или гравитационные волны . Наблюдение за источником с использованием нескольких методов известно как многопосылочная астрономия .
Оптическая и радиоастрономия могут выполняться с помощью наземных обсерваторий, поскольку атмосфера относительно прозрачна на обнаруживаемых длинах волн. Обсерватории обычно располагаются на больших высотах, чтобы минимизировать поглощение и искажение, вызванные атмосферой Земли. Некоторые длины волн инфракрасного света сильно поглощаются водяным паром , поэтому многие инфракрасные обсерватории располагаются в сухих местах на большой высоте или в космосе.
Атмосфера непрозрачна на длинах волн, используемых рентгеновской астрономией, гамма-астрономией, УФ-астрономией и (за исключением нескольких «окон» длин волн) дальней инфракрасной астрономией , поэтому наблюдения должны проводиться в основном с помощью воздушных шаров или космических обсерваторий. Однако мощные гамма-лучи могут быть обнаружены с помощью больших атмосферных ливней, которые они производят, и 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 видимости и прозрачности воздуха и, как правило, ограничивается ночным временем. Условия видимости зависят от турбулентности и термических колебаний в воздухе. Места, которые часто бывают облачными или страдают от атмосферной турбулентности, ограничивают разрешение наблюдений. Аналогично, присутствие полной Луны может осветить 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 влиянию атмосферы . Однако в настоящее время подъем телескопов на орбиту остается дорогостоящим . Таким образом, следующими лучшими местами являются определенные горные вершины, которые имеют большое количество безоблачных дней и, как правило, обладают хорошими атмосферными условиями (с хорошими условиями видимости ). Вершины островов Мауна-Кеа, Гавайи и Ла-Пальма обладают этими свойствами, как и в меньшей степени внутренние районы, такие как Льяно-де-Чахнантор , Паранал , Серро-Тололо и Ла-Силья в Чили . Эти места расположения обсерваторий привлекли множество мощных телескопов, что в общей сложности обошлось во многие миллиарды долларов США инвестиций.
Темнота ночного неба является важным фактором в оптической астрономии. С ростом городов и населенных пунктов количество искусственного света ночью также увеличилось. Эти искусственные огни создают рассеянное фоновое освещение, которое делает наблюдение слабых астрономических объектов очень сложным без специальных фильтров. В некоторых местах, таких как штат Аризона и Соединенное Королевство , это привело к кампаниям по снижению светового загрязнения . Использование козырьков вокруг уличных фонарей не только увеличивает количество света, направленного на землю, но и помогает уменьшить свет, направленный на небо.
Атмосферные эффекты ( астрономическое зрение ) могут серьезно ухудшить разрешение телескопа. Без некоторых средств коррекции эффекта размытия, вызванного смещением атмосферы, телескопы с апертурой более 15–20 см не могут достичь своего теоретического разрешения на видимых длинах волн. В результате основным преимуществом использования очень больших телескопов стала улучшенная способность собирать свет, что позволяет наблюдать очень слабые величины. Однако недостаток разрешения начал преодолеваться с помощью адаптивной оптики , спекл-визуализации и интерферометрической визуализации , а также использования космических телескопов .
У астрономов есть ряд наблюдательных инструментов, которые они могут использовать для проведения измерений небес. Для объектов, которые находятся относительно близко к Солнцу и Земле, прямые и очень точные измерения положения могут быть сделаны на более удаленном (и, следовательно, почти стационарном) фоне. Ранние наблюдения такого рода использовались для разработки очень точных орбитальных моделей различных планет и 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 внутри орбиты Меркурия (но объяснение прецессии орбиты Меркурия Эйнштейном считается одним из триумфов его общей теории относительности ).
В дополнение к исследованию Вселенной в оптическом спектре, астрономы все чаще могли получать информацию в других частях электромагнитного спектра. Самые ранние такие неоптические измерения были сделаны для тепловых свойств Солнца . Инструменты, используемые во время солнечного затмения, могли быть использованы для измерения излучения короны .
С открытием радиоволн радиоастрономия начала формироваться как новая дисциплина в астрономии. Длинные волны радиоволн требовали гораздо больших собирающих тарелок для получения изображений с хорошим разрешением, что позже привело к разработке многотарельчатого интерферометра для получения 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 базами, намного превышающими размер Земли. Однако постоянно расширяющееся использование радиоспектра для других целей постепенно заглушает слабые радиосигналы от звезд. По этой причине в будущем радиоастрономия может осуществляться из защищенных мест, таких как обратная сторона Луны .
Последняя часть двадцатого века стала свидетелем быстрого технологического прогресса в астрономическом приборостроении. Оптические телескопы становились все больше и использовали адаптивную оптику для частичного устранения атмосферного размытия. Новые телескопы были запущены в космос и начали наблюдать вселенную в инфракрасной , ультрафиолетовой , рентгеновской и гамма- частях электромагнитного спектра, а также наблюдать космические лучи . Интерферометрические решетки создали первые изображения с чрезвычайно высоким разрешением, используя синтез апертуры на радио, инфракрасной и оптической длинах волн. Орбитальные инструменты, такие как космический телескоп Хаббл, обеспечили быстрый прогресс в астрономических знаниях, выступая в качестве рабочей лошадки для наблюдений слабых объектов в видимом свете. Ожидается, что новые космические инструменты, находящиеся в разработке, будут непосредственно наблюдать планеты вокруг других звезд, возможно, даже некоторые миры, подобные Земле.
Помимо телескопов, астрономы начали использовать и другие инструменты для проведения наблюдений.
Нейтринная астрономия — это раздел астрономии, который наблюдает за астрономическими объектами с помощью нейтринных детекторов в специальных обсерваториях, обычно 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, которые недоступны оптическим телескопам , например, ядра Солнца .
Разрабатываются детекторы гравитационных волн , которые могут фиксировать такие события, как столкновения массивных объектов, таких как нейтронные звезды или черные дыры . [5]
Автоматизированные космические аппараты также все чаще используются для проведения высокодетальных наблюдений за планетами Солнечной системы , так что область планетологии в настоящее время имеет значительное пересечение с такими дисциплинами, как геология и метеорология .
Ключевым инструментом почти всей современной наблюдательной астрономии является телескоп . Он служит двойной цели: собирает больше света, чтобы можно было наблюдать очень слабые объекты, и увеличивает изображение, чтобы можно было наблюдать малые и далекие объекты. Оптическая астрономия требует телескопов, которые используют оптические компоненты высокой точности. Типичные требования к шлифовке и полировке изогнутого зеркала, например, 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 для обеспечения более высокого разрешения посредством синтеза апертуры .
Большие телескопы размещаются в куполах, как для защиты от непогоды, так и для стабилизации условий окружающей среды. Например, если температура с одной стороны телескопа отличается от температуры с другой, форма конструкции меняется из-за теплового расширения , выталкивающего оптические элементы из положения. Это может повлиять на изображение. По этой причине купола обычно ярко-белые ( диоксид титана ) или из неокрашенного металла. Купола часто открываются около заката, задолго до начала наблюдений, чтобы воздух мог циркулировать и довести весь телескоп до той же температуры, что и окружающая среда. Чтобы предотвратить ветровой удар или другие вибрации, влияющие на наблюдения, стандартной практикой является установка телескопа на бетонном пирсе, фундамент которого полностью отделен от фундаментов окружающего купола и здания.
Для выполнения практически любой научной работы требуется, чтобы телескопы отслеживали объекты, вращающиеся по видимому небу. Другими словами, они должны плавно компенсировать вращение Земли. До появления управляемых компьютером приводных механизмов стандартным решением была некоторая форма экваториальной монтировки , и для небольших телескопов это все еще норма. Однако это структурно плохая конструкция, и она становится все более и более громоздкой по мере увеличения диаметра и веса телескопа. Самый большой в мире экваториальный телескоп — это 200-дюймовый (5,1 м) телескоп Хейла , тогда как современные 8–10-метровые телескопы используют структурно лучшую альтазимутальную монтировку и фактически физически меньше , чем Хейл, несмотря на более крупные зеркала. По состоянию на 2006 год ведутся проекты по созданию гигантских альтазимутальных телескопов: Тридцатиметрового телескопа [1] и 100-метрового телескопа Overwhelmingly Large Telescope [7] .
Астрономы-любители используют такие инструменты, как рефлектор Ньютона , рефрактор и набирающий популярность телескоп Максутова .
Фотография играла важную роль в наблюдательной астрономии более века, но за последние 30 лет она была в значительной степени заменена для приложений получения изображений цифровыми датчиками, такими как ПЗС и КМОП - чипы. Специальные области астрономии, такие как фотометрия и интерферометрия, использовали электронные детекторы в течение гораздо более длительного периода времени. Астрофотография использует специализированную фотопленку (или обычно стеклянную пластину, покрытую фотографической эмульсией ), но есть ряд недостатков, в частности, низкая квантовая эффективность , порядка 3%, тогда как ПЗС можно настроить на QE >90% в узкой полосе. Почти все современные телескопические инструменты представляют собой электронные решетки, и старые телескопы были либо модернизированы с помощью этих инструментов, либо закрыты. Стеклянные пластины все еще используются в некоторых приложениях, таких как геодезия, [ необходима ссылка ], потому что разрешение, возможное с химической пленкой, намного выше, чем у любого электронного детектора, когда-либо созданного.
До изобретения фотографии вся астрономия проводилась невооруженным глазом. Однако, даже до того, как пленки стали достаточно чувствительными, научная астрономия полностью перешла на пленку из-за ее подавляющих преимуществ:
Блинк -компаратор — это инструмент, который используется для сравнения двух почти идентичных фотографий, сделанных с одного и того же участка неба в разные моменты времени. Компаратор попеременно освещает две пластины, и любые изменения выявляются мигающими точками или полосами. Этот инструмент использовался для поиска астероидов , комет и переменных звезд .
Микрометр положения или поперечной проволоки — это инструмент, который использовался для измерения двойных звезд . Он состоит из пары тонких подвижных линий, которые можно перемещать вместе или раздвигать. Линза телескопа выстраивается на паре и ориентируется с помощью позиционных проволок, которые лежат под прямым углом к разделению звезд. Затем подвижные проволоки регулируются для соответствия положениям двух звезд. Затем разделение звезд считывается с прибора, и их истинное разделение определяется на основе увеличения прибора.
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 о далеких звездах, галактиках и других небесных телах. Доплеровское смещение (особенно « красное смещение ») спектров также может использоваться для определения радиального движения или расстояния относительно Земли .
Ранние спектрографы использовали ряды призм , которые разделяли свет на широкий спектр. Позже был разработан решетчатый спектрограф , который уменьшил количество потерь света по сравнению с призмами и обеспечил более высокое спектральное разрешение. Спектр можно фотографировать с длительной выдержкой, что позволяет измерять спектр слабых объектов (например, далеких галактик).
Звездная фотометрия начала использоваться в 1861 году как средство измерения звездных цветов . Эта техника измеряла звездную величину в определенных диапазонах частот, позволяя определить общий цвет и, следовательно, температуру звезды. К 1951 году была принята международная стандартизированная система UBV- величин ( Ultraviolet - Blue - Visual ).
Фотоэлектрическая фотометрия с использованием ПЗС теперь часто используется для проведения наблюдений через телескоп. Эти чувствительные приборы могут регистрировать изображение почти до уровня отдельных фотонов и могут быть разработаны для просмотра в частях спектра, которые невидимы глазу. Возможность регистрировать прибытие небольшого количества фотонов в течение определенного периода времени может позволить некоторую степень компьютерной коррекции атмосферных эффектов, повышая резкость изображения. Несколько цифровых изображений также могут быть объединены для дальнейшего улучшения изображения, что часто называется «стекингом». В сочетании с технологией адаптивной оптики качество изображения может приблизиться к теоретической разрешающей способности телескопа.
Фильтры используются для просмотра объекта на определенных частотах или в диапазонах частот. Многослойные пленочные фильтры могут обеспечить очень точный контроль частот, передаваемых и блокируемых, так что, например, объекты могут просматриваться на определенной частоте, излучаемой только возбужденными атомами водорода . Фильтры также могут использоваться для частичной компенсации эффектов светового загрязнения путем блокировки нежелательного света. Поляризационные фильтры также могут использоваться для определения того, излучает ли источник поляризованный свет, и ориентации поляризации.
Астрономы наблюдают широкий спектр астрономических источников, включая галактики с большим красным смещением, активные ядра галактик , послесвечение Большого взрыва и множество различных типов звезд и протозвезд.
Для каждого объекта можно наблюдать множество данных. Координаты положения определяют местоположение объекта на небе с помощью методов сферической астрономии , а величина определяет его яркость, видимую с Земли . Относительная яркость в различных частях спектра дает информацию о температуре и физике объекта. Фотографии спектров позволяют исследовать химию объекта.
Параллаксные смещения звезды на фоне могут быть использованы для определения расстояния вплоть до предела, налагаемого разрешением инструмента. Лучевая скорость звезды и изменения ее положения с течением времени ( собственное движение ) могут быть использованы для измерения ее скорости относительно Солнца. Изменения яркости звезды свидетельствуют о нестабильности в атмосфере звезды или о наличии затмевающего ее компаньона. Орбиты двойных звезд могут быть использованы для измерения относительных масс каждого компаньона или общей массы системы. Спектроскопические двойные могут быть обнаружены путем наблюдения доплеровских сдвигов в спектре звезды и ее близкого компаньона.
Звезды одинаковой массы, сформировавшиеся в одно и то же время и в схожих условиях, как правило, обладают почти идентичными наблюдаемыми свойствами. Наблюдение за массой тесно связанных звезд, например, в шаровом скоплении , позволяет собрать данные о распределении звездных типов. Затем эти таблицы можно использовать для определения возраста ассоциации.
Для далеких галактик и активных ядер галактик наблюдения проводятся за общей формой и свойствами галактики, а также за группами , 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 эффекта Доплера радиальной скорости галактики. Как размер галактики, так и ее красное смещение могут быть использованы для того, чтобы сделать вывод о расстоянии до галактики. Наблюдения большого количества галактик называются обзорами красного смещения и используются для моделирования эволюции форм галактик.
Медиа, связанные с наблюдательной астрономией на Wikimedia Commons