Astronomia observațională este o ramură a astronomiei care se preocupă de obținerea de date observaționale asupra obiectelor cerești folosind telescoape și alte instrumente astronomice.
Ca știință, astronomia este practic lipsită de posibilitatea de a efectua experimente cu obiecte ale Universului, ceea ce este oarecum compensat de capacitatea de a observa și studia un număr mare de exemple de fenomene astronomice. Astfel de observații fac posibilă, de exemplu, urmărirea anumitor regularități în proprietățile expuse de obiecte. Rezultatele studierii obiectelor din apropiere care prezintă anumite proprietăți (de exemplu, stele variabile ) pot fi extinse la obiecte mai îndepărtate cu proprietăți similare: de exemplu, în funcție de dependența luminozității de perioada de pulsație pentru Cefeide , distanțele față de alte galaxii pot fi estimat .
Galileo Galilei a folosit un telescop pentru a observa obiectele cerești și a înregistrat rezultatele observațiilor. De atunci, astronomia observațională s-a dezvoltat semnificativ, iar tehnica de creare a telescoapelor a fost îmbunătățită.
Împărțirea tradițională a astronomiei observaționale în secțiuni este asociată cu împărțirea spectrului electromagnetic în intervale:
Pe lângă obținerea de date atunci când înregistrează radiația electromagnetică, astronomii moderni pot face și observații ale neutrinilor , razelor cosmice sau undelor gravitaționale .
Observatoarele de la sol pot fi folosite pentru astronomie optică și radio, deoarece atmosfera Pământului este relativ transparentă la aceste lungimi de undă. De obicei, observatoarele sunt situate la altitudini mari pentru a reduce absorbția și distorsiunea din atmosferă. Unele lungimi de undă în infraroșu sunt absorbite în mod semnificativ de moleculele de apă, astfel încât observatoarele sunt adesea construite în locuri uscate, la mare altitudine sau în spațiu.
În regiunea lungimii de undă folosită de astronomia cu raze X, gama și ultraviolete, precum și (cu excepția câtorva ferestre de transparență) astronomia în intervalul infraroșu îndepărtat, atmosfera este opacă, astfel că observațiile se fac în principal în baloane. sau observatoare spațiale. Raze gamma puternice pot fi detectate prin dușurile de aer pe care le creează ; Studiul razelor cosmice este o zonă în dezvoltare rapidă a astronomiei.
În cea mai mare parte a existenței astronomiei observaționale, aproape toate observațiile au fost făcute în regiunea vizibilă a spectrului folosind telescoape optice. În ciuda faptului că atmosfera Pământului este relativ transparentă pentru această parte a spectrului electromagnetic, calitatea datelor obținute depinde de condițiile de vizibilitate și transparență ale aerului; Majoritatea observațiilor se fac noaptea. Condițiile de vizibilitate depind de turbulențele și fluxurile de căldură din aer. Punctele de observare, pentru care cerul este adesea acoperit cu nori sau turbulența este ridicată în atmosferă, au limitări în rezoluția imaginilor obținute ale obiectelor. Prezența lunii pline pe cer creează, de asemenea, o iluminare suplimentară și îngreunează observarea obiectelor slabe.
În scopuri de observație, cea mai bună locație pentru un telescop optic este spațiul cosmic. În spațiu, telescoapele pot efectua observații fără atmosferă. Cu toate acestea, lansarea telescoapelor în spațiu rămâne o procedură costisitoare. După spațiu, a doua cea mai bună locație pentru telescoape sunt unele vârfuri muntoase, care au un număr mare de zile fără nori și proprietăți atmosferice bune (condiții de vizibilitate). Vârfurile muntoase ale insulelor Mauna Kea și La Palma au astfel de proprietăți; într-o măsură mai mică, acestea sunt deținute de punctele observatorului Platoului Chajnantor, Observatorul Paranal , Cerro Tololo și La Silla din Chile situate pe continente . Unele dintre cele mai bune telescoape sunt instalate în aceste puncte.
Nivelul de întuneric al cerului nopții este un indicator important. Pe măsură ce dimensiunea orașelor și a populației cresc treptat, crește și nivelul strălucirii cerului. Iluminarea artificială creează o iluminare difuză de fundal care face dificilă observarea obiectelor slabe. În unele locuri, cum ar fi Arizona și Marea Britanie, au existat campanii de reducere a nivelurilor de poluare luminoasă . Utilizarea abajururilor în jurul lămpilor stradale nu numai că mărește cantitatea de lumină care ajunge la sol, dar ajută și la reducerea cantității de radiații direcționate către cer.
Influența atmosferei poate degrada foarte mult rezoluția unui telescop. Fără o corecție suplimentară a neclarității, telescoapele cu deschideri mai mari de 15-20 cm nu pot atinge limita teoretică de rezoluție în regiunea vizibilă. Astfel, avantajul inițial al folosirii telescoapelor cu deschidere mare a fost acela de a detecta mai multe radiații, ceea ce a făcut posibilă observarea obiectelor slabe. Îmbunătățirile în rezoluție sunt obținute prin utilizarea opticii adaptive , interferometria cu speckle , sinteza deschiderii și prin plasarea telescoapelor în spațiu.
Există diferite metode de observare a obiectelor. Obiectele apropiate de Pământ și Soare pot fi observate și poziția lor măsurată pe fundalul unor obiecte mai îndepărtate. Observații similare au fost folosite pentru a construi modele de orbite planetare și pentru a determina masele lor relative și perturbațiile gravitaționale. Din observații de acest fel au fost descoperite planetele Uranus, Neptun și Pluto. S- a speculat și existența planetei Vulcan în interiorul orbitei lui Mercur , dar precesia orbitei lui Mercur a fost apoi explicată în cadrul relativității generale .
Pe lângă studierea Universului în partea optică a spectrului, astronomii pot observa obiecte într-o serie de alte regiuni ale spectrului radiațiilor electromagnetice. Primele observații în afara părții optice a spectrului au fost efectuate în studiul Soarelui.
După descoperirea emisiilor radio, radioastronomia a început să se dezvolte ca o nouă ramură a astronomiei. Undele radio lungi au necesitat o suprafață de colectare mult mai mare pentru imagistica de înaltă rezoluție, ceea ce a condus ulterior la dezvoltarea interferometriei pentru imagistica prin fuziune cu deschidere. Dezvoltarea receptorilor cu microunde a condus la descoperirea radiației cosmice de fond .
Radioastronomia continuă să-și extindă capacitățile: sateliții spațiali sunt utilizați pentru a crea interferometre cu o dimensiune de bază care depășește diametrul Pământului. Din păcate, utilizarea pe scară largă a emisiilor radio în alte scopuri face dificilă recepția semnalelor slabe de la obiectele cerești. Din acest motiv, viitoarele observații radioastronomice ar trebui efectuate din puncte protejate, de exemplu, pe partea opusă a Lunii față de Pământ.
La sfârșitul secolului al XX-lea a avut loc o dezvoltare rapidă a tehnologiei astronomice. Crearea telescoapelor optice mari, utilizarea opticii adaptive au redus parțial neclaritatea imaginii de către atmosferă. Au fost lansate noi telescoape în spațiu și au început să se facă observații ale razelor infraroșii, ultraviolete, X și gamma, precum și observații ale razelor cosmice . Interferometrele produc imagini cu rezoluție extrem de înaltă în domeniul radio, infraroșu și optic. Instrumentele aflate pe orbită, cum ar fi telescopul Hubble , oferă informații despre obiectele cerești slabe. Noile evoluții în instrumentele spațiale sunt de așteptat să permită observarea directă a planetelor din jurul altor stele.
Pe lângă telescoape, se mai folosesc și alte tipuri de echipamente de observație.
Astronomia cu neutrini este o ramură a astronomiei în care observațiile obiectelor astronomice sunt efectuate folosind detectoare de neutrini , de obicei amplasate în subteran. Reacțiile nucleare în stele și în exploziile supernovei creează un număr mare de neutrini, dintre care o parte foarte mică poate fi observată cu un telescop pentru neutrini. Mijloacele astronomiei cu neutrini ar trebui să permită obținerea de informații despre procesele care nu pot fi observate la telescoapele optice, cum ar fi procesele din miezul Soarelui.
Receptoarele de unde gravitaționale pot înregistra dovezi ale unor fenomene precum coliziunile unor obiecte masive ( stele neutronice , găuri negre ). [3]
Navele robotice sunt, de asemenea, folosite în observațiile detaliate ale planetelor sistemului solar, iar în prezent, studiul planetelor este strâns legat de geologie și meteorologie.
Instrumentul cheie al aproape întregii astronomii moderne de observație este telescopul. Servește pentru a primi mai multe radiații, astfel încât obiectele mai slabe să devină vizibile, precum și pentru a mări imaginea, în timp ce obiectele mai mici și mai îndepărtate pot fi observate. În scopul astronomiei optice, sunt necesare telescoape cu o formă de suprafață foarte precisă a componentelor optice. Cerința obișnuită pentru crearea unei suprafețe este abaterea maximă de la forma necesară, care nu depășește o fracțiune din lungimea de undă a radiației observate. Multe „telescoape” moderne sunt rețele de telescoape care lucrează împreună pentru a obține o rezoluție înaltă folosind sinteza deschiderii.
Telescoapele mari sunt amplasate în turnuri speciale pentru a proteja împotriva intemperiilor nefavorabile și pentru a stabiliza condițiile de observare. De exemplu, dacă temperatura este diferită la diferite margini ale telescopului, dilatarea termică va deforma structura optică a telescopului, ceea ce va afecta imaginea rezultată. Din acest motiv, cupolele telescopului sunt de obicei albe strălucitoare (dioxid de titan) sau nevopsite. Cupolele sunt de obicei deschise la apus, cu mult înainte de începerea observațiilor, astfel încât aerul să poată circula pentru a egaliza temperatura telescopului și a mediului. Pentru a preveni influența vibrațiilor și a deplasărilor, telescopul este montat pe o coloană separată, a cărei bază nu este conectată cu baza cupolei și a turnului.
Pentru a efectua aproape orice observație, este necesar să puteți urmări un obiect în timp ce acesta se mișcă pe cerul vizibil. Cu alte cuvinte, este necesar să se compenseze rotația Pământului. Înainte de dezvoltarea mecanismelor de mișcare controlate de computer, soluția standard a problemei a fost montarea telescopului ecuatorial; pentru telescoape mici, este folosit și astăzi. Din punct de vedere practic, aceasta nu este cea mai bună soluție, mai ales că diametrul și greutatea telescopului cresc. Cel mai mare telescop de pe o montură ecuatorială este Telescopul Hale de 5,1 m ; telescoapele cu un diametru de 8-10 metri sunt montate pe monturi alt-azmuth și sunt fizic mai mici decât telescopul Hale, în ciuda diametrului mai mare.
Astronomii amatori folosesc instrumente precum telescopul Newton , telescoape refractoare , telescoape Maksutov .
Aplicarea fotografiei a jucat un rol important în astronomia observațională timp de un secol, dar în ultimii 30 de ani fotografia a fost în mare măsură înlocuită de detectoare de radiații precum CCD și cipuri CMOS . Anumite ramuri ale astronomiei, cum ar fi fotometria și interferometria, folosesc receptoare electronice de mai mult timp. Astrofotografie folosește o peliculă fotografică specială (sau o placă de sticlă acoperită cu o emulsie fotografică), dar are un dezavantaj precum o eficiență cuantică scăzută , aproximativ 3%, iar un CCD într-o bandă îngustă are o eficiență cuantică de peste 90% . Aproape toate telescoapele moderne sunt echipate cu instrumente electronice, iar multe telescoape mai vechi sunt modernizate cu tehnologie modernă. În unele zone, plăcile fotografice sunt încă folosite astăzi datorită rezoluției lor ridicate.
Avantajele fotografieiÎnainte de crearea fotografiei, toate observațiile astronomice erau înregistrate de ochi. Dar chiar înainte de dezvoltarea unei emulsii suficient de sensibile, astronomia a trecut complet la plăci fotografice, deoarece aveau o serie de avantaje semnificative:
Comparatorul de clipire este folosit pentru a compara două fotografii aproape identice ale aceleiași zone a cerului în două momente diferite. Comparatorul alternează iluminarea celor două plăci și orice modificare va reprezenta un punct sau o cursă intermitentă. Un instrument similar a fost folosit în căutarea asteroizilor, cometelor și stelelor variabile.
Pentru a măsura parametrii stelelor binare, s-a folosit un micrometru , format dintr-o pereche de fire uniforme care se pot mișca împreună sau separat. La observarea unei stele binare, filamentele sunt îndreptate spre fiecare componentă, ceea ce face posibilă obținerea distanței dintre componente.
Spectrograful este unul dintre cele mai importante instrumente ale astronomiei observaționale. Absorbția anumitor lungimi de undă de către atomi face posibilă studierea unor proprietăți ale obiectelor îndepărtate. În mod similar, heliul a fost descoperit în spectrul de emisie al Soarelui și s-au obținut informații despre stele îndepărtate, galaxii și alte corpuri cerești. Efectul Doppler (în special deplasarea spre roșu ) ajută la determinarea vitezei radiale (și în unele cazuri a distanței) față de Pământ.
Primele spectrografe au folosit prisme care răspândesc lumina într-un spectru. Apoi au fost create rețele de difracție , care reduc pierderile de lumină în comparație cu prismele și au o rezoluție spectrală mai mare. Spectrul poate fi luat cu o expunere lungă, ceea ce face posibilă măsurarea spectrelor obiectelor slabe.
Fotometria stelară a început să se dezvolte în 1861 sub forma determinării culorii stelelor. Mărimile stelare au fost măsurate în anumite intervale de frecvență, ceea ce a făcut posibilă determinarea culorii stelei, precum și a temperaturii acesteia. Până în 1951, sistemul standard UBV a fost dezvoltat .
Fotometria fotoelectrică folosind CCD-uri este adesea folosită atunci când se observă cu un telescop. Dispozitivele sensibile pot înregistra informații aproape la nivelul fotonilor individuali și pot opera în astfel de intervale ale spectrului care nu sunt accesibile ochiului. Posibilitatea înregistrării unui număr mic de fotoni într-o perioadă de timp face posibilă corectarea influenței atmosferei. De asemenea, este posibil să combinați mai multe imagini, rezultând o imagine de mai bună calitate. Atunci când este combinată cu tehnologia optică adaptivă, limita de rezoluție a unui telescop poate fi atinsă.
Filtrele sunt folosite pentru a observa un obiect la anumite frecvențe sau într-o gamă de frecvențe. Unele tipuri de filtre fac posibilă setarea foarte precisă a limitelor regiunii de transmisie: de exemplu, un obiect poate fi observat numai în apropierea liniilor de emisie ale atomilor de hidrogen. De asemenea, filtrele sunt folosite pentru a compensa parțial efectele poluării luminoase. Filtrele polarizante sunt folosite pentru a studia lumina polarizată .
Astronomii observă o mare varietate de obiecte, inclusiv galaxii cu deplasare spre roșu mare , nuclee galactice active , radiații de fundal cu microunde, diverse stele și protostele.
Pentru fiecare obiect, puteți obține diferite tipuri de date. Coordonatele, determinate prin metodele astronomiei sferice , determină poziția sursei pe sfera cerească. Magnitudinea aparentă indică cât de strălucitoare apare o sursă când este privită de pe Pământ. Luminozitatea relativă a sursei în diferite părți ale spectrului oferă informații despre temperatura și proprietățile fizice ale obiectului. Măsurarea spectrelor face posibilă aprecierea compoziției chimice a obiectului studiat.
Deplasarea paralactică a unei stele pe fundalul obiectelor îndepărtate poate fi utilizată pentru a determina distanța până la obiecte până la o limită egală cu rezoluția instrumentului. Viteza radială a unei stele și schimbarea poziției acesteia în timp ( mișcarea proprie ) fac posibilă estimarea vitezei totale în raport cu Soarele. Variațiile luminozității unei stele indică instabilitate în atmosfera sa sau prezența unei a doua componente care eclipsează steaua. Parametrii orbitali ai unei stele binare pot fi utilizați pentru a determina masele relative ale componentelor sau masa totală a sistemului. Stelele binare spectrale pot fi detectate prin deplasarea Doppler a liniilor spectrale ale stelei și ale însoțitorului acesteia.
Stelele cu mase similare, formate în același timp și în condiții similare, au de obicei proprietăți similare. Observațiile unui număr mare de stele strâns înrudite (de exemplu, într-un cluster globular ) fac posibilă obținerea de date privind distribuția claselor spectrale, ceea ce face apoi posibilă estimarea vârstei clusterului.
Galaxiile îndepărtate și nucleele galactice active sunt de obicei observate ca un obiect întreg. Observațiile anumitor tipuri de Cefeide și supernove cu luminozitate cunoscută, numite lumânări standard, în alte galaxii permit estimarea distanței până la astfel de obiecte. Expansiunea Universului duce la o schimbare a spectrelor obiectelor, a cărei mărime depinde de distanță și este exprimată în termeni de viteza radială a galaxiei. Pentru a determina distanța până la o galaxie, pot fi utilizate atât dimensiunea acesteia, cât și deplasarea spre roșu. Observațiile unui număr mare de galaxii sunt folosite pentru a modela evoluția galaxiilor.