Наблюдательная астрономия - Observational astronomy

Сборка в Эстонии по наблюдению за метеоритами

Наблюдательная астрономия - это раздел астрономии, который занимается записью данных о наблюдаемой Вселенной , в отличие от теоретической астрономии , которая в основном занимается расчетом измеримых значений физических моделей . Это практика и изучение наблюдений за небесными объектами с использованием телескопов и других астрономических инструментов.

Как наука , изучение астрономии несколько затруднено, поскольку прямые эксперименты со свойствами далекой Вселенной невозможны. Однако это частично компенсируется тем фактом, что у астрономов есть огромное количество видимых примеров звездных явлений, которые можно исследовать. Это позволяет отображать данные наблюдений на графиках и фиксировать общие тенденции. Ближайшие примеры конкретных явлений, таких как переменные звезды , затем могут быть использованы для вывода о поведении более далеких представителей. Затем эти далекие критерии можно использовать для измерения других явлений в этом районе, включая расстояние до галактики .

Галилео Галилей направил телескоп в небо и записал то, что он увидел. С тех пор наблюдательная астрономия неуклонно совершенствовалась с каждым усовершенствованием технологии телескопов.

Подразделения

Традиционное разделение наблюдательной астрономии основано на наблюдаемой области электромагнитного спектра :

Методы

В дополнение к использованию электромагнитного излучения современные астрофизики также могут проводить наблюдения с использованием нейтрино , космических лучей или гравитационных волн . Наблюдение за источником с использованием нескольких методов известно как астрономия с несколькими мессенджерами .

Фотография в формате Ultra HD, сделанная в обсерватории Ла Силья .

Оптическую и радиоастрономию можно выполнять с помощью наземных обсерваторий, поскольку атмосфера относительно прозрачна на обнаруживаемых длинах волн. Обсерватории обычно расположены на больших высотах, чтобы свести к минимуму поглощение и искажения, вызванные 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 для длин волн, используемых в рентгеновской астрономии, гамма-астрономии, УФ-астрономии и (за исключением нескольких длин волн) астрономии в дальнем инфракрасном диапазоне , поэтому наблюдения должны проводиться в основном с воздушных шаров или космических обсерваторий. Однако мощные гамма-лучи могут быть обнаружены с помощью больших атмосферных ливней, которые они производят, а изучение космических лучей является быстро развивающейся отраслью астрономии.

Важные факторы

На протяжении большей части истории наблюдательной астрономии почти все наблюдения проводились в видимом 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 обычно ограничивается ночным временем. Условия изображения зависят от турбулентности и тепловых изменений в воздухе. Места, которые часто являются облачными или страдают от атмосферной турбулентности, ограничивают разрешающую способность наблюдений. Точно так же присутствие полной Луны может скрасить небо рассеянным светом, затрудняя наблюдение за слабыми объектами.

Закат над обсерваториями Мауна-Кеа.

Несомненно, оптимальное расположение оптического телескопа для наблюдений - космическое пространство . Там телескоп может проводить наблюдения, не подвергаясь влиянию атмосферы . Однако в настоящее время вывод телескопов на орбиту остается дорогостоящим . Таким образом, следующие лучшие места - это определенные горные вершины с большим количеством безоблачных дней и, как правило, с хорошими атмосферными условиями (с хорошими условиями обзора ). Пики островов Мауна Кеа, Гавайи и Ла - Пальма обладают такими свойствами, как и в меньшей степени , делают внутренние сайты , такие как Llano де Чахнантор , Паранале , Серро Тололо и Ла - Силла в Чили . Эти места для обсерваторий привлекли множество мощных телескопов, на которые было вложено много миллиардов долларов США.

Темнота ночного неба - важный фактор в оптической астрономии. С увеличением размеров городов и населенных пунктов, количество искусственного света в ночное время также увеличилось. Эти искусственные источники света создают рассеянное фоновое освещение, что затрудняет наблюдение за слабыми астрономическими объектами без специальных фильтров. В некоторых местах, таких как штат Аризона и Соединенное Королевство , это привело к кампаниям по снижению светового загрязнения . Использование вытяжек вокруг уличных фонарей не только улучшает количество света, направленного на землю, но также помогает уменьшить свет, направленный в небо.

Атмосферные эффекты ( астрономическое видение ) могут серьезно снизить разрешение телескопа. Без каких-либо средств коррекции эффекта размытия движущейся атмосферы телескопы с апертурой более 15–20 см не могут достичь своего теоретического разрешения в видимом диапазоне длин волн. В результате основным преимуществом использования очень больших телескопов стала улучшенная способность собирать свет, что позволяет наблюдать очень слабые звездные величины. Однако проблемы с разрешением начали преодолеваться с помощью адаптивной оптики , формирования спекл-изображений и интерферометрических изображений , а также использования космических телескопов .

Результаты измерений

У астрономов есть ряд инструментов для наблюдений, которые они могут использовать для измерения неба. Для объектов, которые относительно близки к Солнцу и Земле, прямые и очень точные измерения положения могут быть выполнены на более удаленном (и, следовательно, почти стационарном) фоне. Ранние наблюдения такого рода использовались для разработки очень точных орбитальных моделей различных планет, а также для определения их соответствующих масс и гравитационных возмущений . Такие измерения привели к открытию планет Урана , Нептуна и (косвенно) Плутона . Они также привели к ошибочному предположению о вымышленной планете Вулкан в пределах орбиты Меркурия (но объяснение прецессии орбиты Меркурия Эйнштейном считается одним из триумфов его общей теории относительности ).

Развитие и разнообразие

ALMA - самый мощный телескоп в мире для изучения Вселенной на субмиллиметровых и миллиметровых волнах.

Помимо исследования Вселенной в оптическом спектре, астрономы все чаще могут получать информацию и в других частях электромагнитного спектра. Первые такие неоптические измерения были сделаны для тепловых свойств Солнца . Инструменты, используемые во время солнечного затмения, могут быть использованы для измерения излучения короны .

Радиоастрономия

С открытием радио волн, радиоастрономии стали появляться в качестве новой дисциплины в астрономии. Длинные волны радиоволн требуются гораздо больше собирающей посуда для того , чтобы изображений с хорошим разрешением, а затем привели к развитию многого блюда интерферометра для изготовления большого разрешения апертуры синтеза радиоизображений (или «радио карты»). Разработка рупорного микроволнового приемника привела к открытию микроволнового фонового излучения, связанного с Большим взрывом .

Радиоастрономия продолжала расширять свои возможности, даже используя радиоастрономические спутники для производства интерферометров с базовыми линиями, намного превышающими размер Земли. Однако постоянно расширяющееся использование радиоспектра для других целей постепенно заглушает слабые радиосигналы от звезд. По этой причине в будущем радиоастрономии может быть выполнены из экранированных мест, такие как дальняя сторона от Луны .

События конца 20-го века

В последней половине двадцатого века наблюдался быстрый технический прогресс в области астрономических приборов. Оптические телескопы становились все больше и больше, и в них использовалась адаптивная оптика, чтобы частично нейтрализовать атмосферное размытие. Новые телескопы были запущены в космос и начали наблюдать Вселенную в инфракрасной , ультрафиолетовой , рентгеновской и гамма-лучевой частях электромагнитного спектра, а также наблюдать космические лучи . Матрицы интерферометров дали первые изображения чрезвычайно высокого разрешения с использованием синтеза апертуры в радио, инфракрасном и оптическом диапазонах длин волн. Орбитальные инструменты, такие как космический телескоп Хаббл, быстро продвинули астрономические знания, выступая в качестве рабочей лошадки для наблюдений слабых объектов в видимом свете. Ожидается, что разрабатываемые новые космические инструменты будут напрямую наблюдать за планетами вокруг других звезд, возможно, даже за некоторыми земными мирами.

Помимо телескопов, астрономы начали использовать для наблюдений другие инструменты.

Прочие инструменты

Нейтринная астрономия - это отрасль астрономии, которая наблюдает за астрономическими объектами 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 . В основе нейтринной астрономии лежит возможность наблюдения процессов, недоступных для оптических телескопов , таких как ядро Солнца .

Разрабатываются детекторы гравитационных волн , которые могут регистрировать такие события, как столкновения массивных объектов, таких как нейтронные звезды или черные дыры .

Роботизированные космические аппараты также все чаще используются для проведения высокодетальных наблюдений за планетами в Солнечной системе , так что теперь область планетологии в значительной степени перекликается с дисциплинами геологии и метеорологии .

Инструменты наблюдения

Одна из старейших обсерваторий в Южной Америке - Астрономическая обсерватория Кито , основанная в 1873 году и расположенная в 12 минутах к югу от экватора в Кито, Эквадор. Астрономическая обсерватория Кито - это Национальная обсерватория Эквадора, расположенная в историческом центре Кито и управляемая Национальной политехнической школой .

Телескопы

Установка для любительской астрофотографии с автоматизированной системой гидов, подключенной к ноутбуку.

Ключевым инструментом почти всей современной наблюдательной астрономии является телескоп . Это служит двойной цели: собирать больше света, чтобы можно было наблюдать очень слабые объекты, и увеличивать изображение, чтобы можно было наблюдать мелкие и далекие объекты. Оптическая астрономия требует телескопов, в которых используются высокоточные оптические компоненты. Типичные требования к шлифованию 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, чтобы обеспечить более высокое разрешение за счет синтеза апертуры .

Большие телескопы размещены в куполах, как для защиты от непогоды, так и для стабилизации условий окружающей среды. Например, если температура отличается от одной стороны телескопа к другой, форма структуры изменяется из-за теплового расширения, выталкивающего оптические элементы из положения. Это может повлиять на изображение. По этой причине купола обычно бывают ярко-белыми ( диоксид титана ) или из неокрашенного металла. Купола часто открываются на закате, задолго до начала наблюдений, чтобы воздух мог циркулировать и довести весь телескоп до той же температуры, что и окружающая среда. Чтобы предотвратить удары ветра или другие вибрации, влияющие на наблюдения, стандартной практикой является установка телескопа на бетонной опоре, фундамент которой полностью отделен от фундамента окружающего купола и здания.

Для выполнения практически любой научной работы требуется, чтобы телескопы отслеживали объекты, движущиеся по видимому небу. Другими словами, они должны плавно компенсировать вращение Земли. До появления приводных механизмов с компьютерным управлением стандартным решением была некоторая экваториальная монтировка , и для небольших телескопов это все еще норма. Однако это конструктивно плохая конструкция, и она становится все более и более громоздкой по мере увеличения диаметра и веса телескопа. Самый большой в мире телескоп с экваториальной установкой - это 200-дюймовый (5,1 м) телескоп Хейла , тогда как последние 8–10- метровые телескопы используют более конструктивную альтазимутальную монтировку и фактически физически меньше, чем Хейл, несмотря на большие зеркала. По состоянию на 2006 г. ведутся работы по проектированию гигантских телескопов высотой по азимуту : Тридцатиметрового телескопа [1] и чрезвычайно большого телескопа диаметром 100 м .

Астрономы-любители используют такие инструменты, как рефлектор Ньютона , рефрактор и набирающий популярность телескоп Максутова .

Фотография

Фотография служил решающую роль в наблюдательной астрономии на протяжении более ста лет, но в последние 30 лет он был в значительной степени заменены для визуализации приложений с помощью цифровых датчиков , таких как ПЗС и КМОП - чипов. В специализированных областях астрономии, таких как фотометрия и интерферометрия, электронные детекторы используются в течение гораздо более длительного периода времени. В астрофотографии используется специализированная фотопленка (или обычно стеклянная пластина, покрытая фотоэмульсией ), но есть ряд недостатков, в частности низкая квантовая эффективность порядка 3%, тогда как ПЗС-матрицы можно настроить на QE> 90% в узкая полоса. Почти все современные телескопы представляют собой электронные массивы, а старые телескопы были либо дооснащены этими инструментами, либо закрыты. Стеклянные пластины все еще используются в некоторых приложениях, таких как геодезия, потому что разрешение, возможное с химической пленкой, намного выше, чем у любого электронного детектора, созданного до сих пор.

Преимущества

До изобретения фотографии вся астрономия выполнялась невооруженным глазом. Однако даже до того, как фильмы стали достаточно чувствительными, научная астрономия полностью перешла на кино из-за огромных преимуществ:

  • Человеческий глаз отбрасывает то, что он видит, от доли секунды до доли секунды, но фотопленка собирает все больше и больше света, пока открыт затвор.
  • Полученное изображение является постоянным, поэтому многие астрономы могут использовать одни и те же данные.
  • Можно увидеть объекты по мере их изменения с течением времени ( впечатляющий пример - SN 1987A ).

Мигающий компаратор

Мигания компаратор является инструментом , который используется для сравнения два почти идентичных фотографий , сделанных из того же участка неба в разные моменты времени. Компаратор попеременно подсвечивает две пластины, и любые изменения выявляются мигающими точками или полосами. Этот инструмент использовался для поиска астероидов , комет и переменных звезд .

50-сантиметровый рефракторный телескоп в обсерватории Ниццы .

Микрометр

Позиционный или поперечный микрометр - это инструмент, который использовался для измерения двойных звезд . Он состоит из пары тонких подвижных линий, которые можно перемещать вместе или врозь. Линза телескопа выровнена на паре и ориентирована с помощью позиционных проводов, лежащих под прямым углом к ​​разделению звезд. Затем подвижные тросы регулируются в соответствии с двумя положениями звезды. Затем прибор считывает расстояние между звездами и определяет их истинное расстояние на основе увеличения прибора.

Спектрограф

Жизненно важный инструмент наблюдательной астрономии - спектрограф . Поглощение определенных длин волн света элементами позволяет наблюдать определенные свойства далеких 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. Доплеровский сдвиг (особенно « красное смещение ») спектров также можно использовать для определения радиального движения или расстояния относительно Земли .

В ранних спектрографах использовались группы призм, которые разделяли свет на широкий спектр. Позже был разработан решетчатый спектрограф , который уменьшил потери света по сравнению с призмами и обеспечил более высокое спектральное разрешение. Спектр можно сфотографировать с длинной выдержкой, что позволяет измерить спектр слабых объектов (например, далеких галактик).

Звездная фотометрия стала использоваться в 1861 году как средство измерения звездных цветов . Этот метод измерял величину звезды в определенных частотных диапазонах, позволяя определить общий цвет и, следовательно, температуру звезды. К 1951 г. была принята международно стандартизированная система UBV- величин ( U ltraviolet- B lue- V isual).

Фотоэлектрическая фотометрия

Фотоэлектрическая фотометрия с использованием ПЗС-матрицы в настоящее время часто используется для наблюдений через телескоп. Эти чувствительные инструменты могут записывать изображение почти до уровня отдельных фотонов и могут быть разработаны для просмотра в невидимых для глаза частях спектра. Возможность записывать приход небольшого количества фотонов в течение определенного периода времени может обеспечить определенную компьютерную коррекцию атмосферных эффектов, повышая резкость изображения. Несколько цифровых изображений также могут быть объединены для дальнейшего улучшения изображения. 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 обеспечивать очень точный контроль передаваемых и блокируемых частот, так что, например, объекты можно рассматривать на определенной частоте, излучаемой только возбужденными атомами водорода . Фильтры также можно использовать для частичной компенсации эффектов светового загрязнения , блокируя нежелательный свет. Поляризационные фильтры также можно использовать для определения того, излучает ли источник поляризованный свет, и для определения ориентации поляризации.

Наблюдая

На главной платформе в Ла-Силла размещается огромное количество телескопов, с помощью которых астрономы могут исследовать Вселенную.

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 самые разные данные. Координаты положения определяют местонахождение объекта на небе с использованием методов сферической астрономии , а величина определяет его яркость, если смотреть с Земли . Относительная яркость в разных частях спектра дает информацию о температуре и физике объекта. Фотографии спектров позволяют исследовать химический состав объекта.

Параллаксные сдвиги звезды на фоне могут использоваться для определения расстояния до предела, налагаемого разрешающей способностью прибора. Радиальная скорость звезды и изменений в своей позиции с течением времени ( собственное движение ) может быть использована для измерения его скорость относительно Солнца Вариации яркости звезды свидетельствуют о нестабильности атмосферы звезды или о присутствии скрытого спутника. Орбиты двойных звезд можно использовать для измерения относительных масс каждого спутника или общей массы системы. Спектроскопические двойные системы можно обнаружить, наблюдая доплеровские сдвиги в спектре звезды и ее ближайшего компаньона.

Звезды одинаковой массы, образовавшиеся в одно и то же время и в одинаковых условиях, обычно имеют почти идентичные наблюдаемые свойства. Наблюдение за массой тесно связанных звезд, например, в шаровом скоплении , позволяет собирать данные о распределении звездных типов. Эти таблицы затем можно использовать для определения возраста ассоциации.

Для далеких галактик и галактик AGN наблюдаются общая форма и свойства галактики, а также группы, в которых они обнаружены. 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 заставляет спектры этих галактик сдвигаться в зависимости от расстояния и модифицироваться эффектом Доплера радиальной 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.

Смотрите также

Связанные списки

использованная литература

внешние ссылки