Observationsastronomi är en gren av astronomi som sysslar med att erhålla observationsdata om himmelska objekt med hjälp av teleskop och andra astronomiska instrument.
Som en vetenskap är astronomi praktiskt taget berövat möjligheten att utföra experiment med föremål i universum, vilket något kompenseras av förmågan att observera och studera ett stort antal exempel på astronomiska fenomen. Sådana observationer gör det till exempel möjligt att spåra vissa regelbundenheter i de egenskaper som föremålen uppvisar. Resultaten av att studera närliggande objekt som uppvisar vissa egenskaper (till exempel variabla stjärnor ) kan utökas till mer avlägsna objekt med liknande egenskaper: till exempel, beroende på ljusstyrkans beroende av pulsationsperioden för Cepheider , kan avstånden till andra galaxer vara uppskattat .
Galileo Galilei använde ett teleskop för att observera himmelska föremål och registrerade resultaten av observationer. Sedan dess har observationsastronomi utvecklats avsevärt, och tekniken för att skapa teleskop har förbättrats.
Den traditionella uppdelningen av observationsastronomi i sektioner är förknippad med uppdelningen av det elektromagnetiska spektrumet i intervall:
Förutom att erhålla data när de registrerar elektromagnetisk strålning, kan moderna astronomer också göra observationer av neutriner , kosmiska strålar eller gravitationsvågor .
Markbaserade observatorier kan användas för optisk astronomi och radioastronomi eftersom jordens atmosfär är relativt transparent vid dessa våglängder. Vanligtvis är observatorier placerade på höga höjder för att minska absorption och distorsion från atmosfären. Vissa infraröda våglängder absorberas avsevärt av vattenmolekyler, så observatorier byggs ofta på torra platser på hög höjd eller i rymden.
I våglängdsområdet som används av röntgen-, gammastrålnings- och ultraviolettastronomi, samt (med undantag för några få genomskinliga fönster) astronomi i det avlägsna infraröda området, är atmosfären ogenomskinlig, så observationer görs främst i ballonger eller rymdobservatorier. Kraftfulla gammastrålar kan upptäckas av de luftskurar de skapar ; Studiet av kosmiska strålar är ett snabbt växande område inom astronomi.
Under större delen av existensen av observationsastronomi gjordes nästan alla observationer i det synliga området av spektrumet med hjälp av optiska teleskop. Trots det faktum att jordens atmosfär är relativt genomskinlig för denna del av det elektromagnetiska spektrumet, beror kvaliteten på de erhållna uppgifterna på förhållandena för synlighet och insyn i luften; De flesta av observationerna görs på natten. Siktförhållandena beror på turbulens och värmeflöden i luften. Observationspunkter, för vilka himlen ofta är täckt av moln eller turbulens är hög i atmosfären, har begränsningar i upplösningen av de erhållna bilderna av objekt. Närvaron av en fullmåne på himlen skapar också ytterligare belysning och gör det svårt att observera svaga föremål.
För observationsändamål är den bästa platsen för ett optiskt teleskop yttre rymden. I rymden kan teleskop utföra atmosfärsfria observationer. Att skjuta upp teleskop i rymden är dock fortfarande en dyr procedur. Efter rymden är den näst bästa platsen för teleskop några bergstoppar, som har ett stort antal molnfria dagar och goda atmosfäriska egenskaper (siktförhållanden). Bergstopparna på öarna Mauna Kea och La Palma har sådana egenskaper; i mindre utsträckning ägs de av punkterna i observatoriet på Chajnantor-platån, Paranal-observatoriet , Cerro Tololo och La Silla i Chile som ligger på kontinenterna . Några av de bästa teleskopen är installerade i dessa punkter.
Natthimlens mörkernivå är en viktig indikator. När storleken på städerna och befolkningen gradvis ökar ökar också nivån av himmelsbländning. Artificiell belysning skapar en diffus bakgrundsbelysning som gör det svårt att observera svaga föremål. På vissa platser, som Arizona och Storbritannien, har det förekommit kampanjer för att minska ljusföroreningsnivåerna . Användningen av skärmar runt gatlyktor ökar inte bara mängden ljus som når marken, utan hjälper också till att minska mängden strålning som riktas mot himlen.
Atmosfärens inverkan kan kraftigt försämra upplösningen hos ett teleskop. Utan ytterligare bildoskärpa korrigering kan teleskop med bländare större än 15-20 cm inte nå den teoretiska upplösningsgränsen i det synliga området. Den ursprungliga fördelen med att använda teleskop med stor bländare var alltså att detektera mer strålning, vilket gjorde det möjligt att observera svaga föremål. Förbättringar i upplösning uppnås genom att använda adaptiv optik , fläckinterferometri , bländarsyntes och genom att placera teleskop i rymden.
Det finns olika metoder för att observera föremål. Objekt nära jorden och solen kan observeras och deras positioner mätas mot bakgrunden av mer avlägsna objekt. Liknande observationer användes för att konstruera modeller av planetbanor och för att bestämma deras relativa massor och gravitationsstörningar. Från observationer av detta slag upptäcktes planeterna Uranus, Neptunus och Pluto. Existensen av planeten Vulcan inne i Merkurius bana spekulerades också , men precessionen av Merkurius bana förklarades sedan inom ramen för den allmänna relativitetsteorien .
Förutom att studera universum i den optiska delen av spektrumet kan astronomer observera objekt i ett antal andra områden av det elektromagnetiska strålningsspektrumet. De första observationerna utanför den optiska delen av spektrumet utfördes i studien av solen.
Efter upptäckten av radiostrålning började radioastronomi utvecklas som en ny gren av astronomi. Långa radiovågor krävde en mycket större uppsamlingsyta för högupplöst bildbehandling, vilket senare ledde till utvecklingen av interferometri för bildåtergivning av apertursyntes. Utvecklingen av mikrovågsmottagare ledde till upptäckten av kosmisk bakgrundsstrålning .
Radioastronomi fortsätter att utöka sina möjligheter: rymdsatelliter används för att skapa interferometrar med en basstorlek som överstiger jordens diameter. Tyvärr gör den utbredda användningen av radioemission för andra ändamål det svårt att ta emot svaga signaler från himlaobjekt. Av denna anledning bör framtida radioastronomiska observationer utföras från skärmade punkter, till exempel på motsatt sida av månen från jorden.
I slutet av 1900-talet skedde en snabb utveckling av astronomisk teknik. Skapandet av stora optiska teleskop, användningen av adaptiv optik reducerade delvis bildens suddighet av atmosfären. Nya teleskop lanserades ut i rymden, och observationer av infraröd, ultraviolett, röntgenstrålar och gammastrålar började göras, såväl som observationer av kosmiska strålar . Interferometrar producerar extremt högupplösta bilder inom radio, infraröd och optisk räckvidd. Instrument i omloppsbana, som Hubble-teleskopet , ger information om svaga himmelska föremål. Ny utveckling inom rymdinstrumentering förväntas möjliggöra direkt observation av planeter runt andra stjärnor.
Förutom teleskop används även andra typer av observationsutrustning.
Neutrino-astronomi är en gren av astronomi där observationer av astronomiska objekt utförs med hjälp av neutrino-detektorer , vanligtvis under jord. Kärnreaktioner i stjärnor och i supernovaexplosioner skapar ett stort antal neutriner, av vilka en mycket liten del kan observeras med ett neutrinoteleskop. Neutrinoastronomins medel ska göra det möjligt att få information om processer som inte kan observeras i optiska teleskop, som processer i solens kärna.
Gravitationsvågsmottagare kan registrera bevis på sådana fenomen som kollisioner av massiva föremål ( neutronstjärnor , svarta hål ). [3]
Robotiska rymdfarkoster används också i detaljerade observationer av solsystemets planeter, och för närvarande är studiet av planeterna nära besläktat med geologi och meteorologi.
Det viktigaste instrumentet för nästan all modern observationsastronomi är teleskopet. Den tjänar till att ta emot mer strålning så att svagare föremål blir synliga, samt att förstora bilden, medan mindre och mer avlägsna föremål kan observeras. För optisk astronomi behövs teleskop med en mycket exakt ytform på de optiska komponenterna. Det vanliga kravet för att skapa en yta är den maximala avvikelsen från den erforderliga formen, som inte överstiger en bråkdel av våglängden för den observerade strålningen. Många moderna "teleskop" är uppsättningar av teleskop som arbetar tillsammans för att uppnå hög upplösning med hjälp av bländarsyntes.
Stora teleskop är placerade i speciella torn för att skydda mot ogynnsamt väder och för att stabilisera observationsförhållandena. Till exempel, om temperaturen är olika vid olika kanter av teleskopet, kommer termisk expansion att deformera teleskopets optiska struktur, vilket kommer att påverka den resulterande bilden. Av denna anledning är teleskopkupoler vanligtvis ljusa vita (titandioxid) eller omålade. Kupolerna öppnas vanligtvis vid solnedgången, långt innan observationerna börjar, så att luft kan cirkulera för att utjämna temperaturen på teleskopet och omgivningen. För att förhindra påverkan av vibrationer och förskjutningar är teleskopet monterat på en separat pelare, vars bas inte är ansluten till basen av kupolen och tornet.
För att utföra nästan vilken observation som helst är det nödvändigt att kunna följa ett föremål när det rör sig över den synliga himlen. Med andra ord är det nödvändigt att kompensera för jordens rotation. Före utvecklingen av datorstyrda rörliga mekanismer var standardlösningen på problemet att montera teleskopet ekvatorialt; för små teleskop används det än idag. Ur praktisk synvinkel är detta inte den bästa lösningen, särskilt inte eftersom diametern och vikten på teleskopet ökar. Det största teleskopet på ett ekvatorialfäste är 5,1 m Hale-teleskopet ; teleskop med en diameter på 8-10 meter är monterade på alt-azmuth-fästen och är fysiskt mindre än Hale-teleskopet, trots den större diametern.
Amatörastronomer använder instrument som Newton -teleskopet, brytande teleskop, Maksutov-teleskop .
Tillämpningen av fotografi har spelat en viktig roll inom observationsastronomi i ett sekel, men under de senaste 30 åren har fotografi till stor del ersatts av strålningsdetektorer som CCD och CMOS- chips. Vissa grenar av astronomi, som fotometri och interferometri, har använt elektroniska mottagare under en längre period. Astrofotografi använder en speciell fotografisk film (eller en glasplatta belagd med en fotografisk emulsion), men den har en sådan nackdel som en låg kvanteffektivitet , cirka 3 %, och en CCD i ett smalt band har en kvanteffektivitet på mer än 90 % . Nästan alla moderna teleskop är utrustade med elektroniska instrument, och många äldre teleskop uppgraderas med modern teknik. I vissa områden används fotografiska plattor fortfarande idag på grund av deras höga upplösning.
Fördelar med fotograferingInnan fotograferingen skapades registrerades alla astronomiska observationer med ögat. Men redan innan utvecklingen av en tillräckligt känslig emulsion gick astronomi helt över till fotografiska plattor, eftersom de hade ett antal betydande fördelar:
Blinkkomparatorn används för att jämföra två nästan identiska fotografier av samma område på himlen vid två olika tidpunkter. Komparatorn alternerar belysningen av de två plattorna och varje förändring kommer att representera en blinkande prick eller slag. Ett liknande verktyg användes i sökandet efter asteroider, kometer och variabla stjärnor.
För att mäta parametrarna för binära stjärnor användes en mikrometer , bestående av ett par jämna rörliga trådar som kan röra sig tillsammans eller separat. Vid observation av en dubbelstjärna riktas filamenten mot varje komponent, vilket gör det möjligt att få fram avståndet mellan komponenterna.
Spektrografen är ett av de viktigaste instrumenten för observationsastronomin. Absorptionen av vissa våglängder av atomer gör det möjligt att studera vissa egenskaper hos avlägsna objekt. På liknande sätt upptäcktes helium i solens emissionsspektrum och information erhölls om avlägsna stjärnor, galaxer och andra himlakroppar. Dopplereffekten (särskilt rödförskjutning ) hjälper till att bestämma den radiella hastigheten (och i vissa fall avståndet) i förhållande till jorden.
De första spektrograferna använde prismor som spred ljus till ett spektrum. Sedan skapades diffraktionsgitter som minskar ljusförlusten jämfört med prismor och har en större spektral upplösning. Spektrum kan tas med lång exponering, vilket gör det möjligt att mäta spektra av svaga föremål.
Stjärnfotometri började utvecklas 1861 i form av att bestämma färgen på stjärnor. Stjärnstorlekar mättes i vissa frekvensområden, vilket gjorde det möjligt att bestämma stjärnans färg, såväl som dess temperatur. År 1951 hade det vanliga UBV-systemet utvecklats .
Fotoelektrisk fotometri med hjälp av CCD används ofta när man observerar med ett teleskop. Känsliga enheter kan registrera information nästan på nivån för enskilda fotoner och verka inom sådana områden av spektrumet som inte är tillgängliga för ögat. Möjligheten att registrera ett litet antal fotoner under en tidsperiod gör det möjligt att korrigera för atmosfärens påverkan. Det är också möjligt att kombinera flera bilder, vilket resulterar i en bättre bildkvalitet. I kombination med adaptiv optikteknik kan upplösningsgränsen för ett teleskop nås.
Filter används för att observera ett objekt vid vissa frekvenser eller inom ett frekvensområde. Vissa typer av filter gör det möjligt att mycket exakt ställa in gränserna för transmissionsregionen: till exempel kan ett objekt observeras endast nära väteatomernas utsläppslinjer. Filter används också för att delvis kompensera för effekterna av ljusföroreningar. Polariserande filter används för att studera polariserat ljus .
Astronomer observerar en mängd olika objekt, inklusive galaxer med hög rödförskjutning , aktiva galaktiska kärnor , mikrovågsbakgrundsstrålning, olika stjärnor och protostjärnor.
För varje objekt kan du få olika typer av data. Koordinaterna, som bestäms av metoderna för sfärisk astronomi , bestämmer källans position på himmelssfären. Skenbar magnitud anger hur ljus en källa ser ut när den ses från jorden. Källans relativa ljusstyrka i olika delar av spektrumet ger information om objektets temperatur och fysikaliska egenskaper. Mätningen av spektra gör det möjligt att bedöma den kemiska sammansättningen av föremålet som studeras.
Den parallaktiska förskjutningen av en stjärna mot bakgrunden av avlägsna föremål kan användas för att bestämma avståndet till föremål upp till en gräns lika med instrumentets upplösning. En stjärnas radiella hastighet och förändringen i dess position över tiden ( proper motion ) gör det möjligt att uppskatta den totala hastigheten i förhållande till solen. Variationer i ljusstyrkan hos en stjärna indikerar instabilitet i dess atmosfär eller närvaron av en andra komponent som förmörkar stjärnan. Orbitalparametrarna för en dubbelstjärna kan användas för att bestämma komponenternas relativa massor eller systemets totala massa. Spektrala binära stjärnor kan detekteras genom dopplerförskjutningen av stjärnans spektrallinjer och dess följeslagare.
Stjärnor med liknande massa, bildade samtidigt och under liknande förhållanden, har vanligtvis liknande egenskaper. Observationer av ett stort antal närbesläktade stjärnor (till exempel i en klotformig stjärnhop ) gör det möjligt att få data om fördelningen av spektralklasser, vilket sedan gör det möjligt att uppskatta hopens ålder.
Avlägsna galaxer och aktiva galaktiska kärnor observeras vanligtvis som ett helt objekt. Observationer av vissa typer av cepheider och supernovor med känd ljusstyrka, kallade standardljus, i andra galaxer gör att man kan uppskatta avståndet till sådana objekt. Universums expansion leder till en förskjutning i objektspektra, vars storlek beror på avståndet och uttrycks i termer av galaxens radiella hastighet. För att bestämma avståndet till en galax kan både dess storlek och rödförskjutning användas. Observationer av ett stort antal galaxer används för att modellera galaxernas utveckling.