Gözlemsel Astronomi

Şili gözlemevi Las Campanas'taki Polonya 1.3 metrelik teleskop

Gözlemsel astronomi alanında bir parçası mı astronomi , gök cisimleri onların yeryüzü gelerek radyasyonlar inceledi ve partiküller. Adlandırılan benzer uzaktan algılama , ölçüm yöntemi odağı elektromanyetik radyasyon tüm aralığında uzaktaki nesneler spektrumu gelen radyo dalgaları için kızıl ötesi , görünür ışık ve ultraviyole radyasyon için X-ışınları ve gama ışınları . Radyasyonun geliş yönü ve fiziksel özellikleri, yayan veya ışık soğuran gök cisimlerinin özellikleri hakkında sonuçlar çıkarılmasına izin verir.

Yönün hassas ölçümleri, söz konusu gök cisimlerinin konumu ve mesafesi, hareketi ve yapısı hakkında bilgi verirken, spektrum çalışmaları kimyasal bileşimi, yıldız sıcaklığını , manyetik alanları ve gözlemciye olan mesafedeki değişiklikleri gösterir. Bir ile fotometre parlaklık yıldızlı bunların zamansal gelen belirlenebilir değişim onların denge durumu. Elektromanyetik radyasyona ek olarak, yeryüzünde tespit edilebilen kozmik parçacıklar daha fazla bilgi sağlar. Gelecek için, yerçekimi dalgalarının tespiti, nötron yıldızları veya kara delikler gibi gök cisimleri üzerinde yeni gözlem türleri vaat ediyor .

Gözlemsel astronominin temel ilgi alanlarından biri, uygun alet ve dedektörlerin geliştirilmesidir. Elektromanyetik radyasyon teleskopların yardımıyla yakalanır ve fotoğrafik veya elektronik olarak kaydedilir. Fotometri ve dijital astrofotografi , parlaklığın ölçülmesini sağlar, spektroskoplar , gözlemlenen nesnelerin spektrumlarının değerlendirilmesini sağlar. X-ışını veya radyo radyasyonunun özelliklerine özel olarak uyarlanmış teleskop yapıları, elektromanyetik spektrumun bu bölümlerinin araştırılmasına izin verir. Parçacıkların ve yerçekimi dalgalarının tespiti ve daha yakından incelenmesi özel dedektörler gerektirir.

Temel bilgiler

Astronomi, araştırma nesnelerini kontrollü koşullar altında laboratuvarda inceleyemediği için diğer doğa bilimlerine göre dezavantajlıdır. Doğrudan bir araştırma, yalnızca bize en yakın gök cisimleri, özellikle ay ve daha önce dünyasal uzay sondaları tarafından ziyaret edilmiş veya parçaları ara sıra dünyaya düşen gezegenler ve gezegen uyduları (örneğin Mars meteorları ) için mümkündür. Bu nedenle astronomi büyük ölçüde gözleme, özellikle uzak gök cisimlerinden bize ulaşan elektromanyetik radyasyonun değerlendirilmesine bağlıdır .

Özel durumları göz önüne alındığında, gökbilimciler, astronomik nesnelerin özellikleri ve gelişimi hakkında yalnızca gözlemden sistematik sonuçlar çıkarabilecekleri teknikler geliştirdiler. Her gözlem nesnesi türü için tipik olarak çok sayıda görünür örnek mevcuttur. Örneğin , astronomlar tek bir yıldızın milyarlarca yıllık evrimini takip etmek yerine, yıldızların evrimsel yolunu keşfetmek için farklı gelişim aşamalarındaki farklı yıldızları gözlemleyebilirler. Kozmolojik ilkenin yardımıyla , daha yakın örnek nesneler üzerindeki araştırmalardan uzaktaki nesnelerin davranışları hakkında sonuçlar çıkarılabilir.

Astronominin alt alanlarını tanımlamanın çeşitli yolları vardır. "Gözlem astronomi" terimi, çeşitli astronomik gözlem teknikleri için ortak bir terim olarak hizmet eder. Gök cisimlerinin özelliklerinin bilinen fiziksel yasalara kadar izlenebildiği fiziksel modellerin formülasyonu ve araştırması olan karşılığı için ortak bir isim yoktur. Teorik astrofizik, bu tür modellemenin geniş bir alanı kapladığı, aynı zamanda kısmen astrofiziksel gözlem tekniklerinin teorik temeli ile ilgilense ve bu nedenle gözlemsel astronomi ile örtüşmesine rağmen, bu rolü oynaması muhtemeldir .

Astronominin alt alanları, gözlemlenecek nesneler kullanılarak tanımlanırsa, gözlem astronomi ile her zaman bir örtüşme vardır - örneğin güneş araştırması , doğal olarak ilgili özel gözlem yöntemlerini içerir; Aynısı gezegenbilim , yıldız astronomisi , astroparçacık fiziği ve diğer tematik alt alanlar için de geçerlidir. Radyo astronomi , kızılötesi astronomi , optik astronomi , ultraviyole astronomi , X-ışını astronomisi ve gama astronomisi , elektromanyetik spektrumun gözlemlerin yer aldığı alanlardan sonra adlandırılan gözlemsel astronomi alt alanlarının adları daha geniş bir dağılıma sahiptir. jenerik terimden daha fazla .

Öykü

Teleskobun icadından önce

Pers usturlabı (18. yüzyıl)

Gözlemsel astronominin başlangıcı net olarak belirlenemez. Eski Mısırlılar başladı kullanılarak Sirius yıldızının gözlemlerine dayalı bir takvim . Astronomik kayıtlar, örneğin Mayalar ve Asurlular gibi birçok gelişmiş kültürden bilinmektedir .

Gök cisimlerinin konumunu belirlemek için basit araçlar, MÖ birinci binyılda Hipparchus ve Ptolemy'de zaten bulunabilir ; MS birinci binyılda Arap astronomisinde daha rafine bir biçimde kullanıldılar. 16. yüzyılda Tycho Brahe'nin kullandığı gözlem cihazları da aynı prensiplere dayanıyordu . Arap astronomisi aracılığıyla Yunanlılardan da Orta Çağ astronomisine kadar yolunu bulan usturlab gibi mekanik bilgisayarlar , zamanı belirlemeyi ve gün doğumu gibi astronomik olayları tahmin etmeyi mümkün kıldı.

17. yüzyıldan 19. yüzyıla

Herschel'in 40 metrelik teleskopu (1789)

1609'da Galileo tarafından bir teleskopun ilk belgelenmiş astronomik kullanımıyla başlayan gözlemsel astronomi tarihi, büyük ölçüde, giderek daha güçlü teleskopların gelişimini takip eder. Kilometre taşları, örneğin, Gregory , Cassegrain ve Newton tarafından yansıtıcı teleskopun geliştirilmesi ve 18. yüzyılda Herschel tarafından veya 19. yüzyılda Parsons tarafından, Hale'nin 100 inçlik teleskopuna (1917) kadar daha da büyük yansıtıcı teleskopların inşasıydı . Wilson Dağı Gözlemevi .

Optiğin teknik gelişimine ve teleskopların montajına paralel olarak başka önemli gelişmeler de oldu: 19. yüzyılın başlarından itibaren spektroskopi gözlemsel astronomiye girdi. 1800 gibi erken bir tarihte, Herschel güneş ışınlarının termal etkisini kanıtlamak için bir prizma ve bir termometre kullanıyordu - kızılötesi astronominin başlangıcı . Birkaç yıl sonra Wollaston ve Fraunhofer güneş spektrumundaki tayf çizgilerini keşfettiler . 1852'de Stokes , ultraviyole güneş ışığının ilk gözlemlerini yayınladı . 19. yüzyılın ortalarında, Bunsen ve Kirchhoff , bu çizgilerden güneşin kimyasal bileşimini çıkardılar . Bu noktadan itibaren, daha doğru astronomik spektrografların geliştirilmesi başladı. 19. yüzyılın sonundan itibaren, fotoğrafik yöntemlerin kullanılması alana yeni bir yön verdi ve daha önce imkansız olan doğruluk ve hassasiyetin gözlemlenmesini sağladı.

20. yüzyıldan 21. yüzyıla

20. yüzyılın karakteristik özelliği, elektronik ölçüm ve algılama cihazlarının tanıtılması ve elektromanyetik spektrumun diğer dalga boyu aralıklarını içerecek şekilde sistematik gözlemlerin genişletilmesiydi. Jansky ve Reber'in gözlemleriyle , İkinci Dünya Savaşı'nın sona ermesinden sonra hizmet dışı bırakılan askeri radyo ve radar sistemleri sayesinde bir patlama yaşayan 1930'larda radyo astronomi başladı . 1940'larda, parlaklığı belirlemek için ilk kez fotoçoğaltıcılar kullanıldı , ardından ilk elektronik görüntü yakalama denemeleri ve son olarak bugün hala kullanılan CCD dedektörleri tarafından kullanıldı .

Dünya atmosferi tarafından filtrelenen dalga boyu aralıklarındaki gözlemler için, uzaya ilerleme başladı: ilk kez 1946'da ultraviyole gözlemleri için, Amerikalılar tarafından Nazi Almanlarından yakalanan bir V2 roketi ve 1949'da aynı şekilde. atmosfer dışında ilk X-ışını gözlemleri ile. 1970'den itibaren , ilk X-ışını uydusu olan Uhuru, dünyanın yörüngesinde döndü ve bunu 1983'te ilk kızılötesi gözlemevi olan IRAS izledi . Sovyet Lunik 1 ile, bir uzay sondası 1959'da ilk kez başka bir gök cismi olan ayı keşfetti; Aynı yıl içinde inişler ve ayın arka yüzünün ilk fotoğrafları geldi. 1962'de Mariner 2, başka bir gezegene, Venüs'e ulaşan ilk sondaydı ; Takip eden yıllarda, diğer sondalar güneş sistemindeki tüm büyük gezegenlere ulaştı.

Astroparticle fiziği şişmekte ile 1912 yılında başlayan Victor Franz Hess iyonlaştırıcı radyasyonun bu ilk işaret evrende bulunan,. Ancak, bunların hızlı temel parçacıklar olduğu ancak sonraki on yıllar içinde anlaşıldı. Daha iyi parçacık detektörlerinin geliştirilmesiyle, kozmik ışınların giderek daha doğru ölçümleri mümkün hale geldi. 1983'ten itibaren güneş nötrinoları ve Supernova 1987A'nın nötrinoları ile birlikte ilk kez güneş sistemimizin dışından kaynaklanan nötrinoların tespit edildiği büyük nötrino dedektörlerinin yapımına başlandı .

Gözlemsel astronomideki modern gelişmeler, elektromanyetik spektrumun çeşitli alanlarının daha iyi kullanılması ve bağlanmasının yanı sıra, Samanyolu'ndaki yıldızlar ve evrendeki galaksiler hakkında daha büyük miktarlarda temel veri toplanmasının yanı sıra artan kesinliği hedeflemektedir. Bu, Hubble uzay teleskobu gibi yeni uydu gözlemevlerini , aktif ve uyarlanabilir optikler gibi teknolojilerin geliştirilmesini ve örneğin, tamamen yeni bir gözlem modu açması amaçlanan son derece hassas yerçekimi dalgası dedektörlerinin yapımını içerir . LOFAR gibi büyük projeler , hem toplanan verilerin taşınması hem de işlenmesi ve saklanması açısından bilgisayar altyapısına büyük talepler getirmektedir.

gözlemler

Klasik astronomide (yaklaşık 1850'ye kadar), gökyüzünün gözlemleri, yüksek kaliteli teleskoplara ve gözlemcinin yeterli deneyimine ek olarak , gözün birkaç dış faktörü ve özel özelliklerinin gerekli olduğu görsel yöntemlerle sınırlıydı - bkz. gözle astronomik gözlem . 19. yüzyılın sonlarına doğru, gözlem giderek artan bir şekilde astrofotoğrafya ve spektroskopiye kaydı ; radyo astronomisi 1950'lerde ve 1980'lerden itibaren kızılötesi ve UV ışığı, X-ışını astronomisi ve ışığa çok duyarlı CCD sensörleri geldi .

Nesnelerin kanıtı ve yapıları

Orion takımyıldızının çevresinin yıldız haritası

Herhangi bir gözlemin temeli, önce bir gök cismini tespit etmektir . Ancak birçok durumda, keşfedildiği zaman nesne üzerindeki yapıları algılamak zaten mümkündür. Bir sonraki adım, genellikle, yön ölçümleri alarak , ardından parlaklık , renk ve spektrum ölçerek göksel koordinatlarını belirlemektir .

Gece gökyüzünde çıplak gözle birçok yıldız şimdiden görülebilir . Takımyıldızlar veya takımyıldızlar olarak adlandırılan gök küresinde oluşturdukları desenler, ilgili yıldızlara yaklaşık bir konum atar ve gökyüzündeki oryantasyonu kolaylaştırır. Uluslararası Astronomi Birliği tarafından kurulan günümüzün en eski takımyıldızları , zodyakın on iki Babil burcuna kadar uzanır . Ancak günümüz anlayışına göre, bu desenler rastgeledir (tek tek yıldız sıraları dışında) ve ilgili yıldızların özellikleri hakkında herhangi bir sonuca varılmasına izin vermez.

Bugünün perspektifinden, kısa ömürlü gök olaylarıyla ilgili çıplak gözle yapılan tarihsel gözlemler özellikle ilginçtir. Aniden ortaya çıkan yeni yıldızların eski kayıtları, sözde nova (bir ikili yıldız sistemindeki ortaklardan birinin alevlenmesi) veya süpernova ( büyük bir yıldızın ömrünün sonundaki patlamalar ) kanıtlarını verir . Genellikle kehanet olarak yorumlanan geçen yıldızların raporları veya örneğin madeni paralar üzerindeki tasvirleri , kuyruklu yıldızların görünümünü gösterir .

Olarak Kedi Gözü Bulutsusu tarafından yakalanan Hubble Uzay Teleskobu

Uzak mesafeleri nedeniyle gök cisimleri, dünyadan bakıldığında genellikle çok soluktur; Onları gözlemlemek için mümkün olduğu kadar çok ışık toplanmalıdır. Ayrıca yapılarının detayları dünyevi açıdan birbirine çok yakındır; Zaten yapıyı ispat edebilmek için yüksek çözünürlük gereklidir. Her iki gereksinim de , optik lenslerden ve muhtemelen aynalardan oluşan büyük hedefleri insan gözünün yeteneklerini çok aşan teleskoplar tarafından karşılanır . Teleskoplarla güneş sistemimizin gezegenlerinin ve diğer cisimlerinin yüzey yapılarını belirlemek, birbirine yakın ikili yıldızların bileşenlerini ayırmak , bulutsular gibi geniş yapıların haritasını çıkarmak ve hatta milyonlarca ışıkyılı galaksilerin ayrıntılarını tespit etmek mümkündür . uzakta - bazıları tek yıldız bile.

18. yüzyıldan itibaren, gözlemlenen nesneler sistematik olarak kataloglara kaydedilmeye başlandı . En iyi bilinen kataloglar Messier kataloğu ve Yeni Genel Katalog'dur (ayrıca NGC'yi tamamlayan Dizin Kataloğu ).

Yalnızca en yakın astronomik nesneler için - dünyanın ayı ve seçilen gezegenler ve ayları - doğrudan bir ziyarettir, bu sırada bir uzay sondası nesneyi yakından gözlemleyebilir ve ölçebilir, hatta üzerine inebilir. İyi bilinen örnekler, Pioneer problarının yanı sıra Voyager 1 ve Voyager 2'dir .

Gece gökyüzünde konum

Uzun pozlama ile görünür hale getirilen, 45 dakikalık bir süre boyunca görünen yıldız hareketleri

Bir nesnenin gece gökyüzündeki konumu , temel bir gözlem değişkenidir. Çeşitli astronomik koordinat sistemleri bağlamında belirtilebilir. Gece gökyüzünde konum belirlemenin temel prensibi uygun açıları ölçmektir . Bir örnek, sözde yükselme açısı , gözlemci ile gök cismi ve ufuk arasındaki düz çizgi arasındaki açıdır . Gökyüzündeki konumun belirlenmesi, astrometri , çok sayıda bilimsel uygulamaya sahiptir ve gök cisimleri üzerindeki hemen hemen tüm diğer ölçümlerin temelini oluşturur.

Yeryüzündeki bir gözlemci tarafından ölçülen gök cisimlerinin konumları, dünyanın dönüşü nedeniyle değil, aynı zamanda örneğin dünyanın güneş etrafındaki hareketi nedeniyle de değişir. Bu tür periyodik değişiklikler, takvim hesaplamasının temelidir ve uzun zamandır tüm zaman ölçümlerinin temeli olmuştur: 1956'ya kadar, bir saniyenin uzunluğu, bir güneş gününün ortalama uzunluğu olarak tanımlandı, daha sonra 1967'ye kadar. dünyanın güneş etrafındaki yörüngesi ( Ephemeris saniyesi olarak adlandırılır ). Sadece 1967'den beri, SI birim sisteminde ikincisi, belirli bir tipteki atomlar tarafından yayılan belirli radyasyonun özellikleriyle tanımlanmıştır .

Tersine, konumu gözlemci gökcisimlerinin pozisyonundan anlaşılabilmektedir . Bu, gözlem yerinin coğrafi enlem ve boylamının , sekstant ile güneş veya yıldız konumlarının ölçülmesiyle belirlendiği astronomik navigasyonun temelidir .

Konumu belirlemek için her zamankinden daha doğru araçların geliştirilmesi, gözlemlerde istikrarlı ilerlemeyi mümkün kıldı. Basit rulmanlar bile gündönümü zamanlarında güneşin konumunu kaydetmeyi mümkün kılar . Danimarkalı astronom Tycho Brahe, teleskoplar olmadan bile, o sırada bilinen gezegenlerin konumları hakkında sistematik gözlemler yapabildi ve buna dayanarak Johannes Kepler daha sonra kendi adını taşıyan gezegensel hareket yasalarını oluşturdu .

Her zamankinden daha güçlü teleskopların ortaya çıkmasıyla, 1800 civarında önemli astrometrik miktarları ölçmek mümkün oldu . Bu, örneğin, dünyanın hareketinin görünen yıldız konumu üzerindeki etkisini ifade eden sapmayı ve uzak nesnelerin mesafesini ölçmek için çok önemli olan paralaksı içerir : gözlem konumuna bağlı olarak (örn. Kışın dünya, yaza kıyasla), daha yakın olanlar Yıldızları uzak yıldızların arka planına karşı perspektifte hareket ettirir. Büyük mesafeler nedeniyle kendilerini yalnızca yıldız koordinatlarında çok küçük değişikliklerle gösteren yıldızların doğru hareketini belirlemek de mümkündü . Bilinen gezegen yörüngelerinin tam olarak araştırılması, diğer gök cisimlerinin varlığını gösteren yörünge bozukluklarının tespitine yol açtı . Bu, Neptün gezegeninin ve (dolaylı olarak) cüce gezegen Plüton'un keşfedilmesine yol açtı . Merkür'ün yörüngesindeki aksi halde tatmin edici olmayan açıklanabilir bir anomali, nihayetinde Albert Einstein tarafından geliştirilen genel görelilik teorisinin bir etkisi olarak ortaya çıktı .

Fotoğraf yöntemlerinin ortaya çıkmasıyla, farklı nesnelerin göreceli mesafelerinin doğrudan fotoğraf plakasında veya elektronik görüntü verilerinden belirlendiği teknikler mümkün hale geldi. En son teknoloji, bir milyondan fazla yıldızın yerini belirleyen Hipparcos misyonu ve ardıl misyon Gaia gibi astrometri uydularıdır . Modern ölçümlerde doğruluk o kadar yüksektir ki, değerlendirmede göreli ışık sapmasının etkilerinin dikkate alınması gerekir. Hedeflerden biri, Jüpiter veya Satürn ile benzer kütle ve yörüngelere sahip kendi gezegenleri tarafından yörüngede dönen yıldızların minik yuvarlanma hareketlerini tespit etmek ve böylece uzak yıldızlardan ( exoplanet ) on binlerce yeni gezegen keşfetmektir.

parlaklık

Fotometrik yöntemler kullanılarak astronomik nesnelerin parlaklığı nicel olarak kaydedilebilir. Bir cismin dünyadan ne kadar parlak göründüğü ( görünen parlaklık ), bir yandan astronomide mutlak parlaklık veya parlaklık olarak adlandırılan içsel parlaklığına ve diğer yandan dünyadan uzaklığına bağlıdır. Mutlak parlaklık biliniyorsa, mesafe görünen parlaklıktan çıkarılabilir. Bunun mümkün olduğu nesnelere standart mumlar denir ; en önemli örnekler, Cepheid yıldızları ve tip Ia süpernovalarıdır .

Işık eğrisi ile sonuçlanan bir çift yıldızın animasyonu.

Tersine, mutlak parlaklığın mesafeden ve görünen parlaklıktan belirlenebildiği durumlarda, nesne özellikleri hakkında sonuçlar çıkarılabilir. Yıldızların sözde parlaklık sınıfları , bu tür nesnelerin sistematik olarak kaydedilmesinde belirleyici değişkenlerden biridir. Sisteminiz, yıldızların yapı ve oluşumuna ilişkin modern bir teoridir . Sözde kuasarların büyük parlaklığı, bu nesnelerin küçük boyutlarıyla birleştiğinde, kuasar parlaklığının son derece etkili bir radyasyon mekanizması tarafından üretilmesi gerektiğini gösterdi. Uygun etkinliğin tek mekanizması, maddenin son derece kompakt bir merkezi nesne üzerindeki insidansıdır. Karşılık gelen düşünceler , kuasarların ve diğer aktif galaksi çekirdeklerinin enerji kaynağı olarak karadeliklerin modern görüntüsüne yol açtı .

Parlaklıktaki değişiklikler, gözlem nesnesinin doğası hakkında sonuçlar çıkarılmasına da izin verir. Örneğin, sözde fotometrik çift yıldızlar teleskopta ayrı olarak gözlemlenemez; Işık eğrisi - parlaklık zamansal değişimi - ancak gösterileri, başka önünde burada bir yıldız düzenli hareket eder. İkili yıldızların yörüngesi hakkındaki bilgiler, sırasıyla, ortakların her birinin kütlesini veya en azından toplam kütleyi hesaplamak için kullanılabilir. Değişen yıldızların diğer periyodik parlaklık dalgalanmaları , yıldızın periyodik olarak tekrar büyüdüğü ve küçüldüğü yıldız titreşimlerine karşılık gelir.

spektrum

Astronomik spektroskopisi gözlem astronomi direklerinden biridir. Spektral çizgiler - emisyon çizgileri ve soğurma çizgileri - farklı atom türlerinin karakteristik dalga boyları ile çoğu göksel nesnenin kimyasal bileşimi hakkında fikir verir . Spektral çizgilerin gücü ve şekli , gözlemlenen nesnelerdeki fiziksel koşullar (örneğin sıcaklık veya basınç ) hakkında da bilgi sağlar .

Parlaklık sınıflarına bölünme ile birlikte, yıldızların tayfsal sınıflara bölünmesi, onların Hertzsprung-Russell diyagramı olarak adlandırılan bir şekilde sınıflandırılmalarını sağlar . Bu sistem, modern yıldız oluşumu ve evrim modellerine yol açtı . Genel olarak, farklı dalga boylarındaki bir nesnenin parlaklığının karşılaştırılması, sıcaklığı ve radyasyon yasalarına göre nesnenin birim alan başına ne kadar radyasyon yaydığı hakkında bilgi sağlar. Bir metallik bir yıldızın bileşimi yansıtmaktadır yıldızlararası ortamın yıldız şekillendirildiği. Yıldızlar , nükleer füzyon (yıldız nükleosentez adı verilen ) yoluyla yavaş yavaş daha ağır elementler ürettiklerinden ve ömürlerinin sonuna doğru onları yıldızlararası ortama geri saldıklarından, galaksinin tarihi boyunca metalikliği artar. Yıldızların metalikliğinin sistematik ölçümleri, yıldız popülasyonları kavramına yol açtı ve Samanyolu'nun yapısı ve evrimi hakkında ipuçları sağladı .

Spektral çizgiler, uzaktaki bir nesnenin spektrumunun genel olarak kaydırılıp kaydırılmadığını belirlemek için de kullanılabilir. Bir örnek, uzak bir nesnenin hızının en azından bir kısmının doğrudan ölçülmesine izin veren bir nesnenin hareketinden kaynaklanan frekans kayması olan Doppler etkisidir : bileşen gözlem yönünde. Sözde spektroskopik ikili yıldızlar söz konusu olduğunda, tek başına tayf çizgilerinin periyodik kayması, bir nesnenin orada bir saniyede yörüngede döndüğünü kanıtlamak için kullanılabilir.

Spektral kaymalar kozmoloji için özellikle önemlidir . Genişleyen bir evrenin standart modelinde, uzak bir galaksinin ışığı, sözde kozmolojik kırmızıya kayma çerçevesinde daha uzun dalga boyları yönünde daha güçlü bir şekilde kaydırılır, söz konusu galaksi bizden o kadar uzaktadır. Bu nedenle, evrenin evriminin izini sürmek için uzaklık ölçümleriyle birlikte kırmızıya kaymaların ölçümleri vazgeçilmezdir. Örneğin, karanlık enerji olarak bilinen yeni bir enerji formunun göstergesi olan kozmik genişlemenin hızlanmasını göstermek için kullanılabilirler . Öte yandan, kırmızıya kayma uzak galaksilerin ve aktif galaksi çekirdeklerinin uzaklığı için doğrudan bir ölçüdür ve mesafeleri başka hiçbir şekilde belirlenemez. Karşılık gelen "Kırmızıya Kayma Araştırmaları", kırmızıya kaymaların değerlendirilmesi ile galaksilerin sistematik araştırmaları, galaksilerin evrimi hakkında önemli bilgiler sağlar.

Farklı dalga boylarında incelemeler

Yanlış renk görüntü radyo galaksi kuğu a

Tarihinin çoğu için astronomi, gök cisimlerini görünür ışık aleminde gözlemlemekle sınırlıydı . Modern astronomi ise elektromanyetik spektrumun birbirini tamamlayan büyük bölümlerinden gözlemler kullanır . Elektromanyetik spektrumun birden çok dalga boyu aralığını kullanan astronomik gözlem yöntemleri, çok dalga boylu astronomi olarak bilinir .

Radyo dalgaları

Radyo astronomi milimetre ve yüzlerce kilometre arasında dalga boyu aralığı içinde gözlenmiştir. Astronomik nesnelerin çoğunluğu bu alanda yalnızca zayıf bir şekilde ışıma yapar; En uzaktaki güçlü radyo kaynakları bile, özellikle radyo dalgaları yıldızlararası toz ve sis bulutları tarafından zar zor emildiğinden , daha da net bir şekilde görülebilir . Bu sayede uzak radyo gökadaları ve aynı zamanda gökada diskinin arkasındaki cüce gökadalar da kolaylıkla gözlemlenebilir. Çoğu pulsar - Dünya'da son derece düzenli, nabız benzeri sinyallerin alınabildiği dönen nötron yıldızları - radyo aralığında da gözlemlenebilir. Yaklaşık 14 milyar yıl önce ortaya çıkan kozmik fon radyasyonunun en önemli gözlemleri de mikrodalga aralığına giriyor . Big Bang'den sadece 400.000 yıl sonra, erken, sıcak evrendeki koşullar hakkında bilgi sağlar .

Spitzer Uzay Teleskobu ile Helix Bulutsusu'nun kızılötesi görüntüsü

Mikrodalga menzili, teknikleri yalnızca güneş sistemindeki kozmik komşumuza uygulanabilen radar astronomisi tarafından da kullanılır : Bir radyo teleskopu yardımıyla, astronomik bir nesne yönünde yüksek yoğunluklu mikrodalgalar gönderilir ve yansıyan sinyal yakalanır. Örneğin, gezegenlerin yüzeyleri değil, aynı zamanda asteroitler ve bazı kuyruklu yıldızların yüzeyleri de ölçülebilir.

Kızılötesi radyasyon

Kızılötesi astronomi , 700 arasında dalga boyuna sahip nm ve 300 mikron , nispeten İzleme soğuk gibi nesneler için uygun olan kahverengi cüce ve yıldızlar, derin iç moleküler bulutlar gömülürler. Ek olarak, yıldızlararası toz, bu tür dalga boylarında görünür ışıktan çok daha şeffaftır; Kızılötesi galaksilerin çekirdekleri , yeni oluşmaya başlayan protoyıldızlar ve içerdiği süper kütleli kara deliğin yakın çevresi de dahil olmak üzere kendi galaksimizin merkezi gibi aksi takdirde tozun arkasına gizlenmiş alanlar görünür hale gelir .

Morötesi radyasyon

Kızılötesi radyasyonu, yukarıda bahsedilen görsel astronominin gözlem alanı olan görünür ışık takip eder . Bunun ötesinde , dalga boyları 10 ile 380 nm arasında olan ultraviyole astronomi aralığı vardır.Burası çok sıcak yıldızların özellikle iyi gözlemlenebildiği yerdir. Ayrıca, bu dalga boyu aralığında özellikle çok sayıda spektral çizgi vardır. UV gözlemleri, tayf çizgilerinin - veya bunların kaymasının - rol oynadığı tüm fenomenler hakkında, örneğin ikili yıldızlar veya yıldızların yakınındaki madde akışları hakkında önemli bilgiler sağlar. Öte yandan, bu dalga boyu aralığı, gözlemci ile gözlenen uzak nesne arasındaki boşlukta bulunan yıldızlararası ortamın özelliklerini soğurma çizgileri temelinde belirlemek için elverişlidir .

X ışınları ve gama ışınları

Yohkoh uydu teleskopu ile gözlemlenen X-ışınlarında güneşimiz

X-ışını astronomi 12 nm ila yaklaşık 2.5 dalga boyu aralığında pm adanmış için, bir nesnenin sıcaklığı arasında ve temel olarak yayılan radyasyon, esas olarak çok sıcak nesneler daha aşağıdaki ilişki. Bunlar , kara deliklerin ve X-ışını ikili yıldızlarının yığılma disklerini içerir . Diğer tipik astronomik röntgen kaynaklar sıcak gaz olduğunu toplar merkezlerinde galaksi kümelerinin genç yıldızın atmosferi ya da şok cephede güneştacından bizim güneş gibi yaşlı yıldızlı.

Gama ışını astronomi son dalga boylarına sahip ışınlar içerir Picometer aralığı ve aşağıda. Gözlem nesneleri, şok cepheleri ve kara deliklerin, yani aktif galaksi çekirdekleri ve mikrokuasarların yakınlarıdır . Ek olarak, gama ışını patlamaları olarak adlandırılanlar araştırılır: kaynağının belirli türdeki süpernova patlamaları veya sürelerine bağlı olarak nötron yıldızlarının birleşmesi olduğu varsayılan kısa, aşırı yüksek enerjili olaylar .

astroparçacık fiziği

Kozmik parçacık yağmuru örneği

Elektromanyetik radyasyona ek olarak , yeryüzünde uzaydan kaynaklanan belirli parçacık radyasyonu türleri tespit edilebilir. Onlar gözlemsel astroparçacık fiziğinde araştırma konusudur .

Sözde birincil kozmik radyasyon , esas olarak protonlardan , elektronlardan ve izole edilmiş daha ağır (ve tamamen iyonize edilmiş ) atom çekirdeklerinden oluşur . Bunun bir kısmı sözde güneş rüzgarıdır . İkincil kozmik ışınlar, bu parçacıklar dünya atmosferindeki atomlarla çarpıştığında ortaya çıkar. Galaktik ve ekstragalaktik kozmik ışınların kaynakları için adaylar, süpernova patlamalarının şok cepheleri ve karadeliklerin ve diğer kompakt nesnelerin yakın çevresinde ortaya çıkan odaklanmış jetlerdir .

Yeryüzünde tespit edilebilecek başka bir kozmik parçacık akışı türü, örneğin süpernova patlamaları sırasında üretilen kozmik nötrinolardır . Şimdiye kadar, güneşten ve süpernova 1987A'dan gelen nötrinolar tespit edildi. Daha büyük dedektörlerin hala ulaşılmamış olan hedefi, yakındaki aktif galaktik çekirdeklerden nötrinoları tespit edebilmektir. Astropartikül fiziğinin bir başka amacı, şimdiye kadar yalnızca yerçekimi etkisiyle dolaylı olarak tespit edilebilen sözde karanlık maddeyi araştırmak . Bu maddenin daha önce bilinmeyen bir temel parçacık türünden oluştuğuna inanılmaktadır; CRESST veya EDELWEISS gibi partikül dedektörlerinin bu partikülleri algılaması beklenir. Teleskoplarla tespit edilemeyen, sadece parçacık dedektörleri ile tespit edilebilen en yüksek enerjili elektromanyetik gama radyasyonu bile astropartikül fiziğine dahildir.

yerçekimi dalgası astronomi

Yerçekimi dalgası astronomisi hala gerçekleştirilememiştir . Burada bilgi taşıyıcıları elektromanyetik dalgalar veya temel parçacıklar değil , ışık hızında yayılan uzay-zamanın kendisinin çarpıklıklarıdır . Bu dalgaların varlığı genel görelilik tarafından tahmin edilmektedir ; PSR 1913 + 16 gibi ikili yıldız sistemleri üzerindeki geleneksel astronomik gözlemlerle dolaylı olarak tespit edildiler . VIRGO , GEO600 ve LIGO dedektörleri gibi yerçekimi dalgası dedektörleri , doğrudan algılama üzerinde çalışır . Amaç, erken evrendeki nötron yıldızları ile karadeliklerin birleşmesi , asimetrik süpernova patlamaları veya faz geçişleri gibi kozmik olaylar hakkında yerçekimi dalgalarını ölçerek bilgi edinmektir .

Araçlar ve yöntemler

saatler

En eski astronomik araçlardan bazıları, zamanı belirlemek için gök cisimlerinin hareketini kullanmak için kullanılır. En iyi bilinen örnek , güneşin yolunu kullanan güneş saatleridir . Ama aynı zamanda usturlaplar gibi daha genel araçlar için belirli yıldızların konumundan zaman tespiti önemli bir uygulamaydı.

Öte yandan, kesin konum ölçümleri için gök hareketinden bağımsız bir zaman ölçümü vazgeçilmezdir. İlk astronomik uygulamalar 14. yüzyıla kadar uzanıyor ve mekanik saatlerin gelişimi astronomi ile yakından bağlantılıydı. Bilimsel saatlere ek olarak, güneşin, ayın ve gezegenlerin hareketini doğrudan yeniden üreten astronomik saatlerin temsili versiyonları vardı .

Kesin kronometrelerin geliştirilmesinden ( coğrafi boylamı belirlemek için ) ilk kamu zaman hizmetine ( Aralık 1851'den itibaren Harvard Koleji Gözlemevi'nin ) kadar, zaman ölçümü ve astronominin ortak gelişimi devam etti. Modern gözlemsel astronomide zaman ölçümünün temeli, dünya çapında uydu navigasyon sistemi GPS aracılığıyla nispeten az çaba ve yüksek doğrulukla erişilebilen uluslararası atom zamanı TAI'dir . Kesin zaman damgaları astrometride kullanılır, ancak aynı zamanda, örneğin, çok uzaktaki radyo teleskoplarını birbirine bağlarken ( Çok Uzun Temel İnterferometri ), lazer mesafelerini belirlerken, radarı ölçerken ve normalde son derece düzenli olan sinyallerdeki küçük düzensizlikleri tespit ederken kullanılır. pulsarlar .

Optik teleskoplar

Ostrowik'te ( Varşova yakınlarında ) 60 cm ayna çapına sahip teleskop

Galileo Galilei tarafından belgelenen ilk kullanımlarından bu yana , teleskoplar astronomide merkezi gözlem araçları olmuştur. Optik bir teleskopta, uygun mercek ve/veya ayna düzenlemeleri, ışığı insan gözününkinden çok daha geniş bir toplama yüzeyinden toplar . Toplanan ışık, göz ile karşılaştırıldığında daha yüksek açısal çözünürlüğe sahip olan nesnenin bir görüntüsünü oluşturmak için birleştirilir.

Her teleskopun çekirdeği optiktir. Profesyonel astronomide, saf mercekli teleskopların (refrakterlerin) yerini büyük ölçüde , çok daha büyük (ve dolayısıyla daha güçlü) yapılabilen yansıtıcı teleskoplar almıştır . Durumunda Schmidt kameralar veya benzer teleskoplar, özel düzeltme lensler ayna düzenlemesinin ön kullanılmaktadır. Şu anda planlanmakta olan en büyük teleskoplar, Otuz Metrelik Teleskop (30 metre çapında) ve çapı 39 m olacak olan “Avrupa Aşırı Büyük Teleskopu” E-ELT'dir .

Amatör gökbilimciler , genellikle profesyonel olarak kullanılan teleskoplardan daha ucuz olan tasarımlarda, yaklaşık 10 ila 30 cm'lik daha küçük aletler kullanırlar . Örnekler, Newton teleskopu - özellikle çok basit Dobsonian yuvasında - ve Schmidt-Cassegrain teleskopudur .

Stabilite nedeniyle, profesyonel teleskoplar kendi temelleri üzerinde çevredeki binadan ayrı olarak depolanır. Koruyucu kubbeler havayı dışarıda tutar ve teleskopların güneş radyasyonu nedeniyle ısınmasını ve termal genleşme veya rüzgar basıncı nedeniyle şekil değiştirmesini önler .

Neredeyse tüm bilimsel gözlemler için, teleskopu ters yönde yavaşça döndürerek dünyanın dönüşünü telafi etmek gerekir. Uzun bir süre, bunun için ekvator montajları kullanıldı , burada teleskop, dünyanın dönüşünü tek bir mekanik eksen etrafında döndürerek telafi edecek şekilde hizalandı. Buna karşılık, paralaktik olmayan montajlar (özellikle altazimut montaj ), daha yüksek mekanik stabilite avantajı sunar , böylece modern büyük teleskoplarda giderek daha fazla kullanılırlar. Ancak, teleskopu izlemeye ek olarak, kamera ve teleskopun göreli bir dönüşünü de gerektirirler; Aksi takdirde, gökyüzünün aynı bölümü her zaman gözlemlenirdi, ancak gösterilen gökyüzü bölgesinin yönü, zaman içinde kameraya göre dönerdi. Modern teleskopların tümü bilgisayarlar tarafından kontrol edilir.

Güneş gözlemi için , gereksinimlerin düşük olmadığı, aksine çok yüksek parlaklıkta olduğu bir dizi özel alet kullanılmaktadır. Genellikle güneş teleskopları sabit bir oryantasyonda takılır; güneşi takip eden sözde coelostat aynaları , güneş ışığını teleskopa yansıtır. Güneş teleskoplarının içi genellikle boşaltılır çünkü ısınan hava görüntüyü bozar. Gelen coronographs , güneş diski yapay güneş tacının inceleyebilmek amacıyla kaplıdır.

Astrofotografi ve elektronik görüntüleme

Thüringen Devlet Gözlemevi'nin Alfred Jensch teleskopu : dünyanın en büyük Schmidt kamerası

Fotoğraf icat edilmeden önce , tüm astronomi yalnızca göze bağlıydı. Film malzemesi ışığa yeterince duyarlı hale gelir gelmez, astronomi boyunca fotoğrafik yöntemler hakim oldu: insan gözü, yalnızca bir saniyenin kesirlerinin izlenimlerini değerlendirirken, bir fotoğraf, deklanşör açık olduğu sürece ışığı toplar. Ortaya çıkan görüntü, birçok astronomun aynı verileri kullanabilmesi ve değerlendirebilmesi için uzun süre kaydedilir. Astrophotography fotografik özel çekim filmler veya cam plakalar kullanır emülsiyon kaplanır. Schmidt kamerası gibi belirli teleskop türleri , başlangıçtan itibaren bir kamerayla birlikte kullanılmak üzere tasarlanmıştır ve çıplak gözle gözlem yapılmasına izin vermez.

Fotoğraf plakalarını değerlendirmek için özel araçlar kullanıldı. Bir örnek, nesne konumlarını tam olarak ölçmek için kullanılan cihazlardır; Başka bir örnek, iki kaydı karşılaştırmayı mümkün kılan ve sabit yıldızlı gökyüzüne göre konumu hızla değişen asteroitler veya kuyruklu yıldızlar gibi nesneleri aramak için kullanılan yanıp sönen karşılaştırıcılar veya stereo karşılaştırıcılardır .

Fotoğraf, bir asırdan fazla bir süredir gözlemsel astronomide çok önemli bir rol oynadı. Bugün, fotoğrafik yöntemler bilgisi, fotoğraf plakaları CCD'ler (dijital kameralarda da kullanılır) ve CMOS çipleri biçiminde mevcut olan önceki araştırmalardan elde edilen verilerin özelliklerini değerlendirebilmek için neredeyse sadece profesyonel gökbilimciler için yararlıdır. Işığa filmden önemli ölçüde daha duyarlı olanlar değiştirildi. Fotometri ve interferometri gibi özel alanlar, fotoçoğaltıcılar gibi elektronik dedektörleri oldukça uzun süredir kullanmaktadır.

Elektronik gözlemler, ilgili ham görüntülere , gözlemden sonra bir geliştirme süreci olmaksızın doğrudan erişilebilmesi avantajına sahiptir . Görüntü verileri ayrıca doğrudan bilgisayarda da işlenebilir. Elektronik dedektörlerle yapılan ölçümler karakteristik bir sırayı takip eder: En basit durumda, üzerine hiç ışık düşmediğinde dedektörün hangi sinyali verdiğini belirlemek için tamamen karanlıkta (ör. kapalı bir teleskopla) bir test kaydı kullanılır. Daha sonra, eşit şekilde aydınlatılmış beyaz bir alan gözlemlenerek, bazı dedektör bölgelerinin diğerlerinden ne kadar daha hassas olduğu belirlenir. Her iki test kaydından elde edilen veriler daha sonra astronomik kayıtları uygun şekilde düzeltmek için kullanılacaktır.

Dünya atmosferinin etkileriyle başa çıkmak

Atmosferik etkiler nedeniyle bir yıldızın görüntüsünün bozulması ve yer değiştirmesi ( olumsuz gösterim )

Atmosfer , ilgili dalga boylarının ışığına nispeten şeffaf olduğu için , optik ve radyo astronomi yerden gerçekleştirilebilir . Gözlemevleri , Dünya atmosferinden absorpsiyon ve bozulmanın yanı sıra bulut bozulmasını en aza indirmek için genellikle yüksek irtifalarda bulunur. Kızılötesi ışığın bazı dalga boyları su buharı tarafından güçlü bir şekilde emilir. Bazı dağ zirveleri çok sayıda bulutsuz günlere sahiptir ve genellikle iyi atmosferik koşullara sahiptir (yani iyi görüş koşulları). Adalarının ipuçları Hawaii ve La Palma bu özelliklere sahip ve belirli iç mekanlar da örnek için, uygun koşulları sağlamak Paranal'daki , Cerro Tololo ve La Silla içinde Şili .

Yerden yapılan gözlemler bir dizi bozucu etkiden etkilenir. Atmosferdeki hava hareketleri, astronomik nesnelerin görüntülerinin kısa zaman ölçeklerinde kaymasına ve bozulmasına neden olur. Sözde görme ( hava türbülansından kaynaklanan görüntü bulanıklığı ), verilen koşullar altında teleskopun teorik çözünürlüğünü genellikle önemli ölçüde sınırlar . 15–20 santimetrelik açıklıklarda tayfın görünür kısmında fark edilebilir ve daha büyük teleskoplar yapar i. NS. Bulanıklaştırmanın çoğu genellikle yapılır. Bununla birlikte, uyarlanabilir optik , benek interferometrisi ve şanslı görüntüleme gibi bir dizi yöntem , atmosferik etkileri en azından kısmen telafi etmeyi mümkün kılar.

Hubble Uzay Teleskobu

Gecenin karanlığı, gözlemsel astronomide önemli bir faktördür. Şehirlerin artan büyüklüğü ve nüfus yoğunluğu nedeniyle geceleri yapay ışık miktarı da artmaktadır. Yapay ışık kaynakları, zayıf ışıklı nesneleri gözlemlemeyi zorlaştıran dağınık bir arka plan aydınlatması oluşturur. ABD'nin Arizona eyaleti veya Büyük Britanya gibi bazı yerlerde, bu tür ışık kirliliğini azaltmak için resmi önlemler alınmış durumda. Örneğin sokak lambalarında uygun abajurların kullanılması sadece gökyüzüne yayılan ışık miktarını azaltmakla kalmaz, aynı zamanda zeminde daha iyi aydınlatma sağlar. Işık kirliliğinin bir kısmı astronomik gözlemler sırasında filtrelerle telafi edilebilir . Bir filtre yalnızca hedeflenen nesnenin özellikle parlak bir şekilde parladığı ışığın içinden geçmesine izin veriyorsa ( örneğin , bireysel spektral çizgiler için sis filtresi ), saçılan ışığın büyük bir kısmı engellenir.

Çözünürlük ve ışık kirliliği sorularının ötesinde, dünya üzerinde ölçümler yapılırken atmosferin etkisi de dikkate alınmalıdır. Bir yandan, uzaktaki bir gök nesnesinin ışığı atmosferde kısmen emilir ve daha çok, nesne, gözlemci tarafından görüldüğü gibi, ufkun üzerindedir (sözde sönme ). Bu, bir nesnenin parlaklığını doğrudan ölçerken veya başka bir nesneyle karşılaştırırken dikkate alınmalıdır. Öte yandan, gelen ışık dünya atmosferinde kırılır ; bu, bir nesnenin gökyüzündeki görünür konumunu etkiler ( astronomik kırılma olarak adlandırılır ). Bu etki aynı zamanda nesnenin ufkun üzerinde ne kadar yüksek olduğuna da bağlıdır.

Atmosferin rahatsız edici etkilerinden kaçınmak için görünür ışıktaki gözlemler ve ayrıca X-ışınları, gama ışınları, UV ve (küçük istisnalar dışında, dalga boyu pencereleri olarak adlandırılan) kızılötesi ışık gözlemleri için atmosferin üstesinden gelmek mantıklıdır. Bir olasılık, BOOMERanG gibi balon teleskopları veya Lear Jet Gözlemevi , Kuiper Havadan Gözlemevi veya SOFIA gibi yüksek uçan uçaklardaki teleskoplardır . Hubble Uzay Teleskobu , onun planlanan halefi, James Webb Uzay Teleskobu , ROSAT gibi X-ışını uyduları veya WMAP mikrodalga teleskopu gibi uzay teleskoplarıyla daha da yükseğe çıkıyor . Radyo astronomları ayrıca, astronomik nesnelerden gelen zayıf radyo sinyallerini üst üste bindirmekle tehdit eden dünyevi parazit kaynaklarından da kaçınmaya çalışırlar. Bir dizi radyo astronomi uydusu kullanımdadır; Ayın uzak tarafında bir radyo teleskopu da düşünülüyor.

fotometri

Belirli bir nesnenin parlaklığının ölçülmesi olan fotometri için günümüzde daha çok karşılaştırmalı yöntemler kullanılmaktadır. Söz konusu nesnenin radyasyon akısını doğrudan ölçmek yerine, parlaklığı sistematik ölçümlerden bilinen yakındaki bir referans nesnenin radyasyon akısıyla karşılaştırılır.

Modern fotometrik ölçümler , astronomik görüntü elde etmek için kullanılan CCD dedektörlerinin bir özelliğini kullanır : geniş bir parlaklık aralığında, CCD tarafından elektronik olarak yakalanan bir nesnenin görüntüsünün parlaklığı, ( görünür ) parlaklığı ile orantılıdır . Sadece dedektörün karakteristik özelliklerini değil, aynı zamanda sönmeyi de hesaba katmak önemlidir . Bu, ufkun üzerinde farklı yüksekliklerde gözlem nesnesinin parlaklığını ölçerek yapılabilir; bu veriler , dünyanın atmosferinin etkisi olmadan nesnenin ne kadar parlak olacağını tahmin etmeye izin verir .

Filtrelerle bağlantılı olarak , parlaklık ölçümleri de spektrometrinin bir ön aşamasını temsil eder.Filtreler, bir nesnenin spektrumunun yalnızca sınırlı bir kısmından radyasyona izin verir; Bu nedenle, yukarı akış filtreleriyle yapılan parlaklık ölçümleri, örneğin bir yıldızın spektrumuna kabaca bir genel bakış sağlar. Yaygın olarak kullanılan UBV sistemi gibi uygun şekilde seçilmiş bir standart filtre sistemi , bir yıldızın spektral tipini ve dış katmanlarının sıcaklığını belirlemeyi mümkün kılar.

spektroskopi

G tayf sınıfına ait bir yıldızın tayfı

Bir teleskopla birlikte spektroskop, standart bir astronomik alettir. İlk spektroskoplar, prizmaların yardımıyla ışığı çeşitli dalga boylarına böler ; Astrofotoğrafçılığın ortaya çıkmasından önce, böyle bir prizma doğrudan teleskopun göz merceğine inşa edildi .

Modern spektroskoplar spektrograf olarak tasarlanmıştır : spektrum film veya dedektörler tarafından kaydedilir. Spektrograflarla, aynı astronomik nesnenin ışığı uzun pozlama ile kaydedilebilir; bu şekilde, uzak galaksiler gibi zayıf nesnelerin spektrumları da belirlenebilir. Çözünürlük - birbirinden hala ayırt edilebilen iki spektral çizgi arasındaki en küçük mesafe - kameranın çözünürlüğünden ve odak uzunluğundan, maksimum pozlama süresinden ve ışığı bölmek için kullanılan elemanın çözünürlüğünden kaynaklanır. İkincisi, modern cihazlarda neredeyse her zaman bir optik kırınım ızgarasıdır . Bir yandan ızgaraların kullanılması, prizmalara kıyasla ışık kaybını azaltır. Ek olarak, ızgaralar, belirli bir kırınım düzeninin özellikle parlak görüneceği şekilde şekillendirilebilir; bu şekilde, düşük siparişlerde spektrumun özellikle yüksek çözünürlüğü elde edilebilir. Basitçe söylemek gerekirse, ışığın ayrışmasından tek ve aynı nesnenin farklı spektral görüntüleri ortaya çıkar; Bu özel ızgaralarla, bunlardan biri özellikle parlaktır.Echelle spektrografları olarak adlandırılanlar özellikle etkilidir , burada geleneksel bir kırınım ızgarasının daha yüksek dereceleri ikinci bir ızgaraya, birinci ızgaraya dik olarak düzenlenen Echelle ızgarasına düşer. ve üst mertebeleri birbirinden ayırır.

Görünür ışığın ötesinde dalga boyları

Effelsberg radyo teleskopunun kasesi

Diğer dalga boyları için teleskopların temel prensibi görünür ışıkla aynıdır: bir optik sistem gelen radyasyonu toplar ve onu bir dedektöre yönlendirir. Özellikle dedektör tipi, incelenen radyasyon alanının karakteristiğidir.

Ultraviyole teleskoplar için, optikler, görünür ışıkla kullanım için olanlardan belirgin şekilde farklı değildir; ancak, belirli dalga boyları özel olarak kaplanmış aynaların kullanılmasını gerektirir. Aynısı kızılötesi astronomi için de geçerlidir; orada ana fark, yıkıcı ısı radyasyonunu ortadan kaldırmak için gerekli olan tüm teleskop bileşenlerinin soğutulmasıdır .

Öte yandan radyo teleskopları, optik muadillerinden belirgin şekilde farklı bir görünüme sahiptir. Ulaşılabilir en küçük çözünürlük, genellikle yakalanan radyasyonun dalga boyunun ve radyasyonun toplandığı alanın çapının oranından kaynaklanır. Radyo dalgalarının uzun dalga boyları nedeniyle, yeterince iyi bir çözünürlüğe sahip "radyo görüntüleri" oluşturmak için çok büyük "tabaklar" gereklidir. Teknik gelişmeler sayesinde, radyo teleskopları artık ark saniyenin binde birinden daha az çözünürlüklere ulaşıyor.

Chandra X-ışını uydusunun Wolter teleskop optiği

X-ışını teleskopları - atmosferin yalnızca ROSAT veya Chandra gibi uydu teleskopları biçimindeki X-ışınlarına geçirimsizliği nedeniyle - X-ışını ışığının geleneksel yöntemlerle yansıtılamaması nedeniyle karakteristik bir yapıya sahiptir. aynalar. Yaklaşık 10 keV'lik bir üst enerji sınırına kadar , iç içe aynaları düz bir şekilde gelen X-ışınlarını yansıtan Wolter teleskopları kullanılır. Bunun üzerindeki enerjiler söz konusu olduğunda, "optikler" , yalnızca X-ışını radyasyonunun çok belirli bir yönden geçmesine izin veren kolimatörlerden veya gölgeleri gelen X-ışını ışığının yönünü değiştiren "kodlanmış maskelerden" oluşur. . Örneğin CCD'ler, diğer yarı iletken dedektörler ve sintilasyon sayaçları dedektör olarak kullanılabilir .

Konumlandırma aletleri

Otomatik meridyen daire ABD Deniz Observatory

İki referans nesnenin kullanılabildiği her yerde kaba yön belirlemeleri mümkündür. Stonehenge'in Neolitik taş çemberi ile , gündönümü sırasında güneşin konumunu kaydetmek ve daha sonra uygun şekilde yerleştirilmiş taşların yardımıyla bu zamanın geri dönüşünü çıkarmak zaten mümkündü .

Jacob'ın asası , basit kadranlar veya armiller küreler gibi daha hassas yön bulma cihazları , teleskop ve yön bulma cihazının kombinasyonu, elde tutulan sekstantlardan daha hassas ölçüm cihazlarının geliştirilmesine yol açmadan önce, çıplak gözle nicel ölçümleri zaten mümkün kılmıştır . astronomik teodolitlere navigasyon . Önemli bir araç meridyen çemberleri veya yalnızca bir düzlemde döndürülebilen geçiş araçlarıdır (güney noktasından başucu noktasına ve kuzey noktasına); bir gezegenin veya yıldızın ne zaman ve hangi yükseklikte gözlem yönünü ( yıldız geçişi ) geçtiği ölçülür . Yıldız kaplamaları ay, asteroidler veya gezegenler tarafından - daha nadiren de karşılıklı yıldızı kaplamaları - büyük bir doğrulukla ilgili gök cisimlerinin göreli konumlarını belirlemek için fırsat verir.

Fotoğrafik yöntemlerin tanıtılmasından önce, teleskopun görüş alanında birlikte görülebilen çift ​​yıldızlar gibi nesneler arasındaki açısal mesafeyi belirlemek için özel ölçüm cihazları kullanılıyordu. Bir örnek, bölünmüş bir lens mikrometresidir. Mercek parçalarını birbirine kaydırarak, iki farklı yıldız diskinin görüntüleri uyumlu hale getirilebilir; gerekli kaymanın boyutu, yıldızların açısal aralığının bir ölçüsüdür.

Fotoğrafik yöntemlerin ortaya çıkmasıyla, farklı nesnelerin göreceli mesafelerinin doğrudan fotoğraf plakası üzerinde veya elektronik görüntü verilerinden belirlendiği teknikler mümkün hale geldi. Ancak bu şekilde ölçülebilen açılar nispeten küçüktür; eğer göksel konumlardan oluşan bir ağ bu kadar küçük açılardan yeniden oluşturulursa, toplam hata nispeten büyüktür. Hipparcos ve Gaia gibi astrometri uydularında birbirine sabit bir açıyla bağlanmış iki teleskoptan gelen ışık aynı dedektöre yönlendirilir; taban açısının doğruluğu bir lazer sistemi yardımıyla hassas bir şekilde izlenir. Çok sayıda daha büyük açı ölçülür ve bir yıldız konumları ağı oluşturmak için bağlanır.

interferometri

Radyo ait teleskoplar Çok Büyük Array içinde New Mexico

Gelen interferometri çeşitli teleskoplar gözlemler şekilde birleştirildiği bu çok daha büyük bir teleskop çözünürlüğe sonucu denk gelmektedir. Bu teknik ilk olarak radyo teleskoplarına uygulandı. 27 çift teleskoplu şu anda en büyük radyo gözlemevi , ABD'nin New Mexico eyaletindeki Çok Büyük Dizi'dir . Çok Uzun Temel Girişim Ölçümü olarak adlandırılanın bir parçası olarak , radyo teleskoplar uzak konumlarda "birbirine bağlıdır", gözlem verileri son derece hassas zaman işaretleri ile sağlanır, kaydedilir ve daha sonra bilgisayarda birbirleriyle birleştirilir. Uydu teleskoplarının dahil edilmesiyle, tek bir teleskopun dünyadan çok daha büyük olması gereken ölçümler yapmak mümkündür.

İşlemin uygulanması teknik olarak çok daha küçük dalga boyları (desimetre yerine mikrometre) nedeniyle teknik olarak çok zor olsa da, interferometri görünür aralıkta da rol oynar. Michelson yıldız interferometresi gibi ilk cihazlar , bir ayna düzenlemesi yardımıyla yıldız ışığını aynı teleskopa iki farklı şekilde yönlendirdi. Modern optik interferometreler, farklı teleskoplardan gelen ışığı birleştirir. Örnekler Büyük Binoküler Teleskop halihazırda iki birbirine yansıtan teleskoplarla, kurulmakta olan Girişmölçeri Dağı Graham içinde Arizona ve Çok Büyük Teleskop Interferometer de içinde Paranal Gözlemevi Avrupa Güney Gözlemevi , hangi iki veya üç teleskoplar (kombinasyonlar dört 8.2 -m- veya dört 1.8-m teleskop) birbirine bağlanabilir.

parçacık algılama

Pierre Auger Gözlemevi'ndeki 1600 su deposu dedektöründen biri

Yüksek enerjili kozmik ışınlar , aynı zamanda yüksek enerjili gama ışınları, dünya atmosferindeki atomlara çarptıklarında parçacık yağmurları (ikincil kozmik ışınlar) üretirler . Pierre Auger Gözlemevi gibi gözlemevlerinde , su tanklarında duş partikülleri tespit edilir; En hızlı parçacıklar sudan geçtiğinde üretilen Cherenkov radyasyonu doğrudan ölçülebilir.

Kozmik nötrinolar , Japonya'daki Süper Kamiokande dedektörününki gibi büyük su tanklarında da bu şekilde tespit edilir. Daha yakın tarihli deneyler , radyasyon dedektörlerinin doğrudan Antarktika buzunun içine yerleştirildiği AMANDA veya IceCube gibi doğal su kaynaklarını kullanır .

Gelen Gama astronomi, diğer yandan, önemli bir gözlem yöntemi gama ışınları atmosfer geçtiğinde oluşturulacak Cherenkov ışık parlamaları gözlemlemektir. Bu, örneğin, HESS projesinin teleskoplarının gözlem amacıdır.Dünya atmosferinin dışında, gama ışınları doğrudan tespit edilebilir: GLAST gibi uydular , gama radyasyonu fotoçoğaltıcılara çarptığında tespit edilebilir ışık parlamalarının üretildiği parıldama sayaçları taşır. veya yarı iletken dedektörler .

Yerçekimi dalgası dedektörleri

Yerçekimi dalgalarını ilk kez doğrudan tespit etmek için şu anda iki tür dedektör çalışıyor. İnterferometrik dedektörler , izole bir şekilde asılı duran aynalar arasında yansıyan ve sürekli yerçekimi dalgaları tarafından minimal olarak gerdirilen veya sıkıştırılan oldukça kararlı bir lazer ışınının frekansının nasıl değiştiğini ölçer . Bu işlevsel ilkesi LIGO gelen detektör Başak ve Alman-İngiliz detektör GEO 600 . Öte yandan, rezonans dedektörleri, uygun frekansta sürekli bir yerçekimi dalgasının katı bir gövdeyi - örneğin büyük bir metal silindir veya metal bir top gibi - sadece uygun sensörlerle algılanabilecek küçük titreşimlere dönüştürmesi gerektiği gerçeğinden yararlanır. .

Ayrıca bakınız

Edebiyat

  • SD Birney ve diğerleri: Gözlemsel astronomi. Cambridge Üniv. Basın: Cambridge 2006, ISBN 0-521-85370-2 .
  • WA Cooper ve diğerleri.: Evreni gözlemlemek - gözlemsel astronomi ve gezegen bilimi için bir rehber. Açık Üniversite: Milton Keynes 2004, ISBN 0-521-60393-5 .
  • Michael Hoskin (ed.): Illustrated Cambridge Astronomi Tarihi. Cambridge Üniv. Basın: Cambridge 1997, ISBN 0-521-41158-0 .
  • CR Kitchin: Astrofizik Teknikleri . CRC Press, Boca Raton 2009, ISBN 978-1-4200-8243-2 .
  • Ian S. McLean: Astronomide elektronik görüntüleme - dedektörler ve enstrümantasyon. Springer, Berlin 2008, ISBN 978-3-540-76582-0
  • JB Sidgwick: Amatör Gökbilimcinin El Kitabı . 4. baskı. Enslow Yayıncılar: Hillside 1980, ISBN 0-89490-049-8 .
  • Alfred Weigert ve Heinrich Johannes Wendker : Astronomi ve Astrofizik - temel bir kurs . 2. Baskı. VCH yayın şirketi: Weinheim 1989, ISBN 3-527-26916-9 .

İnternet linkleri

Commons : Astronomik Aletler  - resim, video ve ses dosyalarının toplanması
Vikikitaplar: Astronomik Olaylar  - Öğrenme ve Öğretme Materyalleri

Bireysel kanıt

  1. ↑ a b Amerikan sondaları tarafından ay ve gezegenlerin keşfinin başlangıcı için bkz. Harro Zimmer: 50 Years of NASA . In: Sterne und Weltraum Cilt 10/2008, s. 46–59. Sovyet uzay araştırmaları için bkz. ders .: Rusya'nın gezegenlere giden yolu . In: Sterne und Weltraum Cilt 5/2008, s. 50–63. Peter Janle, bu yolla kazanılan bilgilere genel bir bakış sunuyor: Çağlar boyunca gezegen sisteminin görüntüsü. Bölüm 2: 19. yüzyıldan günümüze . İçinde: Yıldızlar ve Uzay, Cilt 4/2006, sayfa 22–33.
  2. ↑ Bölüm 2.7, Wolfram Winnenburg: Astronomiye Giriş. BI Wissenschaftsverlag: Mannheim u.A. 1990, ISBN 3-411-14441-6 . Göktaşları için sistematik arama için Thorsten Dambeck: Kutup buzunda siyah taşlar . İçinde: Astronomie Heute 9–10 / 2003, s. 62–64.
  3. ↑ Bu tür sonuçlara bir örnek, Hertzsprung-Russel diyagramı gibi sistematik takımyıldızların tarihidir, bkz. Werner Pfau: Streifzüge durch das Hertzsprung-Russel diyagramı. Bölüm 1: Gözlemden yıldızlar teorisine. İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 6/2006, s. 32–40. Kozmolojik ilke hakkında, örneğin, Bölüm 14.1. Steven Weinberg'de: Yerçekimi ve Kozmoloji . John Wiley, New York 1972, ISBN 0-471-92567-5 .
  4. ↑ z. B. Bölüm 1.2, H. Karttunen, P. Kröger, H. Oja, M. Poutanen ve KJ Donner (eds.): Astronomie. Bir giriş . Springer, Berlin ve ark. 1987, ISBN 3-540-52339-1 .
  5. ↑ Bkz. James Cornell: İlk Gökbilimciler. Birkhäuser: Basel et al. 1983.
  6. ↑ Bölüm 3 (Yunanlılar), 12 (Araplar) ve s. 464ff. (Brahe) içinde E. Zinner: Astronomi tarihi. Springer: Berlin 1931.
  7. ↑ 64f'ye bakın. Hoskin 1997'de.
  8. ↑ Galilei s. 122f., Aynalı teleskop s. 152f., Herschel'in Teleskobu s. 233ff., Parsons s. 253ff. Hoskin 1997'de.
  9. ^ JB Hearnshaw: Yıldız ışığının analizi. Yüz elli yıllık astronomik spektroskopi. Cambridge Üniv. Basın: Cambridge ve ark. 1986, ISBN 0-521-25548-1 .
  10. ↑ s. 288f. Hoskins 1997'de.
  11. ↑ Radioastronomie s. 482f., Photomultiplier s. 400f., Elektronik görüntü elde etme s. 391, John Lankford (ed.): History of Astronomy. Ansiklopediye. Garland Yayıncılık: New York ve Londra 1997, ISBN 0-8153-0322-X .
  12. ↑ V2 roket ve UV: s. 533, IRAS s. 268, Uhuru s. 570, Luna probları s. 335, John Lankford (ed.): History of Astronomy. Ansiklopediye. Garland Yayıncılık: New York ve Londra 1997, ISBN 0-8153-0322-X .
  13. ↑ Hess ve Halef s.7ff., Neutrinos s.210f. MS Longair'de: Yüksek enerji astrofiziği. Cilt 1. Cambridge University Press: Cambridge ve ark. 1992, ISBN 0-521-38374-9 .
  14. ↑ Hubble teleskopu: Tilmann Althaus: Hubble'ın 15 yılı . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 7/2005, sayfa 22–33. Aktif ve uyarlanabilir optikler: Kitchin'deki Bölüm 1.1.21. Yerçekimi dalgası tespiti: Peter Aufmuth: Yerçekimi dalgası astronomisinin eşiğinde . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 1/2007, s. 26–32.
  15. ↑ Heino Falcke ve Rainer Beck: Yazılım aracılığıyla yıldızlara . İçinde: Spektrum der Wissenschaft 7/2008, s. 26–34.
  16. ↑ Tarihsel arka planda, Bölüm 2, Arnold Hanslmeier : Astronomi ve Astrofiziğe Giriş. Spektrum Akademik Yayınevi: Berlin ve Heidelberg 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3 . Zodyak üzerinde Hans Georg Gundel: Zodiacos: Antik çağda Zodyak görüntüleri. Antik çağlarda gündelik yaşamda öte dünyaya ilişkin kozmik referanslar ve kavramlar ( antik dünyanın kültürel tarihi, cilt 54). Philipp von Zabern, Mainz am Rhein 1992, ISBN 3-8053-1324-1 . Modern takımyıldızlar IAU web sitesinde sunulmaktadır: The Constellations (en son erişim tarihi 6 Ekim 2008).
  17. ↑ Kuyruklu yıldızlarda, böl. 1 John C. Brandt ve Robert D. Chapman: Kuyruklu Yıldızlara Giriş. Cambridge University Press: Cambridge 2004, ISBN 0-521-80863-4 . 1006 süpernova örneğini kullanarak, örneğin, Christian Pinter: Bin yıl önce bir misafir . İçinde: Astronomie Heute Cilt 5/2006, s. 48–49. Sikkeler üzerindeki kuyruklu yıldızlar hakkında Wilhelm J. Altenhoff: Eski paralar üzerindeki kuyruklu yıldızlar . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 5/2006, s. 34–37.
  18. ↑ Teleskoplarla erken astronomi üzerine: Harald Siebert: Yıldız astronomisinin başlangıcı. İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 7/2006, s. 40–49.
  19. ↑ Messier Kataloğu için bkz. Owen Gingerich: Messier ve Kataloğu I . In: Sky & Telescope , Cilt 12, Ağustos 1953, sayfa 255-258 ve 265, bibcode : 1953S & T .... 12..255G ; dersler .: Messier ve Kataloğu II . İçinde: Sky & Telescope , Cilt 12, Eylül 1953, s. 288-291. bibcode : 1953S & T .... 12..288G ; NGC / IC (ve bunun düzeltilmiş bir versiyonunu yaratma projesi) hakkında Steve Gottlieb: Uzayda temizlik . İçinde: Astronomie Heute Cilt 1-2 / 2004, s. 52-54.
  20. ↑ Ör. Weigert / Wendker, Bölüm 1.1.
  21. ↑ Jean Kovalevsky ve P. Kenneth Seidelmann tarafından genel bir bakış sağlanmıştır: Astrometrinin temelleri . Cambridge University Press, Cambridge 2004, ISBN 0-521-64216-7 .
  22. ↑ Ludwig Rohner takvimine : Takvim geçmişi ve takvim. Akad.Verl.-Ges. Athenaion, Wiesbaden 1978, ISBN 3-7997-0692-5 ; ikinci bölüm için 3.3. Sigmar German ve Peter Drath'da: Handbuch SI-Einheit . Vieweg: Braunschweig ve Wiesbaden 1979, ISBN 3-528-08441-3 .
  23. ↑ Wolf Nebe: Astronavigasyon Uygulaması. Delius Klasing, Bielefeld 1997, ISBN 3-7688-0984-6 .
  24. ↑ Brahe hakkında örneğin Volker Witt'e bakın: Tycho Brahe - Wegbereiter der Himmelsmechanik . In: Sterne und Weltraum Cilt 11/2001, s. 994–996.
  25. ↑ Paralaks üzerine Alan W. Hirshfeld: Evreni ölçme yarışı . İçinde: Astronomie Heute Cilt 10/2004, s. 22-27.
  26. ↑ Stephen Koszudowski: Gezegenlere Keşif Yolculuğu . İçinde: Astronomie Heute Cilt 7–8 / 2006, s. 16–23.
  27. ↑ Pais, Abraham: "Rab incedir ..." Albert Einstein'ın Bilimi ve Hayatı , s. 253-254. Oxford University Press, Oxford 1982, ISBN 0-19-853907-X .
  28. ↑ Hipparcos Ulrich Bastian hakkında: Ölçülen yıldızlı gökyüzü - Hipparcos görevinin sonuçları . In: Spektrum der Wissenschaft Cilt 2/2000, S. 42ff.; ayrıca ESA'nın Hipparcos Bilim Sayfaları (en son 4 Ekim 2008'de erişildi). Gaia Thorsten Dambeck'e: Samanyolu'nun Haritası . İçinde: Astronomie Heute Cilt 5/2006, s. 14-18.
  29. ↑ Mutlak ve görünür parlaklık, örn. B. Weigert / Wendker, Bölüm 3.2 ve 4.1.2'de. Cepheidler için bkz. Gerhard Mühlbauer: Cepheidler - Evrendeki Kilometre Taşları . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 10/2003, s. 48–49. Ia tipi süpernovalar için bkz. Bruno Leibundgut: Karanlık evrendeki parlak yıldızlar . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 5/2005, s. 30–37.
  30. ↑ NAAP Astronomi Laboratuvarları - İkili Yıldızların Örtülmesi - İkili Yıldızların Örtülmesi , Cornell Astronomi. Ayrıca bkz. D. Gossman, Light Curves and They Secrets , Sky & Telescope (Ekim 1989, s.410).
  31. ↑ Ör. Weigert / Wendker, Bölüm 4.3 ve Bölüm 5.
  32. ↑ Bölüm 7.8, Werner İsrail: Kara Yıldızlar: Bir Fikrin Evrimi . İçinde: S. Hawking ve W. İsrail (ed.): 300 Years of Gravitasyon , s. 199-276. Cambridge University Press, Cambridge 1987.
  33. ↑ Örneğin, Marc L. Kutner: Astronomy: A Physical Perspective'deki Bölüm 5 . Cambridge University Press: Cambridge ve ark. 2003, ISBN 0-521-82196-7 . General Wulff-Dieter Heintz: Çift yıldızlar . Goldmann, Münih 1971, ISBN 3-442-55012-2 .
  34. ↑ Ör. Weigert / Wendker, Bölüm 6.2 ve Bölüm 14, BW Carroll ve Dale A. Ostlie: Modern Astrofizik'e Giriş . Pearson / Addison-Wesley: San Francisco ve diğerleri. 2007, ISBN 0-321-44284-9 . Özellikle Cepheidler hakkında, Gerhard Mühlbauer'in makalesi zaten alıntı yaptı: Cepheidler - Evrendeki Kilometre Taşları . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 10/2003, s. 48–49.
  35. ↑ Tarihsel arka planda z. B. Alan W. Hirshfeld: Yıldız Işığı Dedektifleri . İçinde: Astronomie Heute Cilt 12/2004, s. 22–28. Genel olarak spektroskopi üzerine Keith Robinson: Spektroskopi: Yıldızların Anahtarı. Stellar Spectra'daki Çizgileri Okumak . Springer: Londra 2007, ISBN 0-387-36786-1 .
  36. ↑ Spektral sınıflara z. B. Weigert / Wendker Bölüm 4.3. Hertzsprung-Russel diyagramına: Werner Pfau: Hertzsprung-Russel diyagramına doğru ilerliyor. Bölüm 1: Gözlemden yıldızlar teorisine. İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 6/2006, s. 32–40.
  37. ↑ Ör. Weigert / Wendker s. 83f.
  38. ↑ Harry Nussbaumer: Genişleyen Evrenin Seksen Yılı . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 6/2007, sayfa 36–44.
  39. ↑ Şu kategoride bir liste bulunabilir : tarama . Daha yeni anketlerle ilgili bilgiler, örneğin Sloan Digital Sky Survey ve 2 Mikron All Sky Survey web sitelerinde mevcuttur .
  40. ↑ Tüm spektrumdaki bilgi ile dar spektral aralıklardaki bilgi arasındaki fark, ışık ve ses frekansları arasındaki analoji ile duyulabilir hale getirilebilir. Bu, David Helfand'ın Tüm Senfoniyi Görmek (CCNMTL, Columbia Üniversitesi) sunumunda etkileyici bir şekilde gösterilmiştir.
  41. ↑ Bernard F. Burke ve Francis Graham-Smith: Radyo Astronomiye Giriş. Cambridge University Press, Cambridge 1996, ISBN 0-521-00517-5 .
  42. ↑ Ör. Kitchin, Bölüm 2.8.
  43. ↑ A. Mampaso, M. Prieto ve F. Sanchez (ed.): Kızılötesi Astronomi'deki makaleler genel bir bakış sağlar . Cambridge University Press: Cambridge 2004, ISBN 0-521-54810-1 . Bu astronomi dalının gelişimi, Frank J. Low, GH Rieke, RD Gehrz: The Beginning of Modern Infrared Astronomy tarafından anlatılmaktadır . İçinde: Astronomi ve Astrofizik Yıllık İncelemesi. 45, 2007, sayfa 43-75, doi: 10.1146 / annurev.astro.44.051905.092505 .
  44. ↑ Temel bilgiler z. B. RC Bless ve AD Cod'da: Ultraviyole Astronomi . İçinde: Annual Review of Astronomy and Astrophysics Cilt 10 (1972), s. 197-226, doi: 10.1146 / annurev.aa.10.090172.001213 . Daha modern gelişmeler ve gelecekteki gözlem hedefleri: Ana I. Gómez de Castro ve Willem Wamsteker (ed.): Fundamental Questions in Astrophysics: Guidelines for Future UV Observations . Springer: Dordrecht 2006, ISBN 1-4020-4838-6 .
  45. ↑ Joachim Trümper ve Günther Hasinger (ed.): The Universe in X- Rays'deki makaleler genel bir bakış sağlar . Springer: Berlin ve diğerleri, ISBN 978-3-540-34411-7 .
  46. ↑ Christopher Wanjek: Gama Astronomi . İçinde: Astronomie Heute Cilt 3/2004, s. 30–36.
  47. ↑ Christian Spiering: Astroparticle Physics'e bakın . In: Sterne und Weltraum Cilt 6/2008, s. 46–54; Astropartikül Fiziği Komitesinin İzlerini Kozmik Arama broşürü de genel bir bakış sağlar .
  48. ↑ Christian Stegmann: Kozmik radyasyon: Kaynak arayışı . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 3/2006, sayfa 24-34.
  49. ↑ Bkz. B. Kitchin, Bölüm 1.7.
  50. ↑ Peter Aufmuth: Yerçekimi dalgası astronomisinin eşiğinde . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 1/2007, s. 26–32.
  51. ↑ S. 46–167, Ernst Zinner: 11.-18. yüzyılların Alman ve Hollanda astronomik aletleri. Yüzyıl. CH Beck: Münih 1972, ISBN 3-406-03301-6 .
  52. ↑ “Bilimsel Saatler” bölümü, s.29f. içinde Ernst Zinner: 11.-18. yüzyılların Alman ve Hollandalı astronomik aletleri Yüzyıl. CH Beck: Münih 1972, ISBN 3-406-03301-6 ve s. 83 ve 138, Hoskin 1997.
  53. ^ W. Andrewes: John Lankford'da Zaman ve Zaman İşleyişi (ed.): Astronomi Tarihi. Ansiklopediye. Garland Yayıncılık: New York ve Londra 1997, ISBN 0-8153-0322-X .
  54. ↑ Bölüm 2.4. Jean Kovalevsky ve P. Kenneth Seidelman: Fundamentals of Astrometry'de. Cambridge University Press: Cambridge ve ark. 2004, ISBN 0-521-64216-7 .
  55. ↑ Örn. Heinz Niederig (ed.): Bergmann / Schaefer deneysel fizik ders kitabı. Cilt 3: Optik , s. 172-179. Walter de Gruyter: Berlin ve New York 1993, ISBN 3-11-012973-6 .
  56. ↑ Dietrich Lemke: Gelecek parlak - ama pahalı . In: Sterne und Weltraum Cilt 10/2008, sayfa 28–35. E-ELT hakkında bilgi için, Avrupa Güney Gözlemevi'nin web portalındaki Geleceğin Tesisleri: E-ELT web sitesine bakın (en son 31 Ağustos 2019'da erişildi).
  57. ↑ J. Biefang: Teleskop: Uzaya bakışınız . İçinde: Herkes İçin Astronomi. Yıldızlar ve Uzay Temelleri 1, s. 22–31. Yıldızlar ve uzay yayınevi, bilim yelpazesi yayıncılık şirketi, Heidelberg, ISBN 3-936278-24-5 .
  58. ↑ Kitchin, Bölüm 1.1.23.
  59. ↑ Kitchin, Bölüm 1.1.20.
  60. ↑ Ör. bölüm. Michael Stix: The Sun'da 3 . Giriş. Springer: Berlin ve ark. 2002, ISBN 3-540-42886-0 .
  61. ↑ Ör. Kitchin, Bölüm 2.2.; Schmidt kameralarda s. 100-101.
  62. ↑ Yanıp Sönme Karşılaştırıcısı: Sidgwick, Bölüm 22.8.
  63. ↑ Kitchin, Bölüm 2.2.
  64. ↑ Bkz. B. Kitchin, Bölüm 1.1 ve 2.3.
  65. ↑ W. Romanishin'deki Bölüm 12 ve 16'ya bakın, CCD'leri Kullanarak Astronomik Fotometriye Giriş (PDF; 2 MB).
  66. ↑ Klasik gözlemevi konumlarında Siegfried Marx ve Werner Pfau: Sternwarten der Welt . Herder: Freiburg ve ark. 1980, ISBN 3-451-18903-8 .
  67. ↑ Girişim etkileri için, Ian McLean: Electronic Imaging in Astronomy: Detectors and Instrumentation'daki Bölüm 2'ye (özellikle benek interferometrisi, Bölüm 2.3.3 ve uyarlamalı optik hakkında, Bölüm 2.4) bakın . Springer: Berlin ve ark. 2008, ISBN 978-3-540-76582-0 . Lucky Imaging için, bkz. NM Law, CD Mackay ve JE Baldwin: Lucky görüntüleme: yerden görünürde yüksek açısal çözünürlüklü görüntüleme. İçinde: Astronomi ve Astrofizik Cilt 446, Cilt 2 (2006), s. 739-745. bibcode : 2005astro.ph..7299L
  68. ↑ Bob Mizon: Işık Kirliliği: Tepkiler ve Çözümler. Springer: Londra 2002, ISBN 978-1-85233-497-0 . Işık Kirliliğine Karşı Girişim'in web sitesinde Almanya'ya odaklanan bilgiler (en son 1 Kasım 2008'de erişildi).
  69. ↑ Ör. Michael E. Bakich'teki 8. Bölüm: Amatör Astronomi Cambridge Ansiklopedisi . Cambridge University Press: Cambridge 2003. ISBN 978-0-521-81298-6 .
  70. ↑ Bölüm 2.3. J. Krautter, E. Sedlmayr, K. Schaifers ve G. Traving: Meyers Handbuch Weltall'da . Meyers Lexikonverlag: Mannheim u.A. 1994, ISBN 3-411-07757-3 .
  71. ↑ Boomerang hakkında bkz. Michael Burton: Dünyanın sonundaki astronomi . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 12/2004, s. 22-29. Havadaki teleskoplarda Cecilia Scorza de Appl: Yüksek yüksekliklerde astronomi . In: Sterne und Weltraum Cilt 7/2008, s. 64-67.
  72. ^ Hubble'da, örneğin, Tilmann Althaus: 15 yıllık Hubble . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 7/2005, sayfa 22–33. James Webb Teleskobu'na Dietrich Lemke: James Webb Uzay Teleskobu'nun planlanan zamanda inşası . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 10/2007, s. 21-23.
  73. ↑ Radyo astronomi uydusu: Hisashi Hirabayashi ve diğerleri: VLBI Uzay Gözlemevi Programı ve Radyo Astronomik Uydu HALCA . In: Japon Astronomi Topluluğu Yayını Cilt 52 (2000), s. 955-965. bibcode : 2000PASJ ... 52..955H ; Ay'da radyo astronomi z. BCL Carilli, JN Hewitt ve A. Loeb: Aydan gelen düşük frekanslı radyo astronomisi: kozmik yeniden iyonlaşma ve daha fazlası . arxiv : astro-ph / 0702070 .
  74. ↑ William Romanishin'in senaryosunda Bölüm 23'e bakın CCD'leri Kullanarak Astronomik Fotometriye Giriş (PDF 1.9 MB; Oakland University, 16 Eylül 2000 sürümü). Standart yıldızların yaygın olarak kullanılan bir kataloğu Arlo Landolt'tur: gök ekvatoru çevresinde 11.5-16.0 büyüklük aralığındaki UBVRI fotometrik standart yıldızlar . In: Astronomical Journal , Cilt 104 (1992), s. 340-371 ve 436-491. bibcode : 1992AJ .... 104..340L
  75. ↑ W. Romanishin'deki 12, 16 ve 17. Bölümlere bakın, CCD'leri Kullanarak Astronomik Fotometriye Giriş (PDF; 2 MB).
  76. ^ HL Johnson ve WW Morgan: Yerkes spektral atlasının gözden geçirilmiş sisteminde spektral tip standartları için temel yıldız fotometrisi . İçinde: Astrofizik Dergisi Cilt 117 (1953), sayfa 313-352. bibcode : 1953ApJ ... 117..313J
  77. ↑ Ör. Kitchin, Bölüm 4.2.2.
  78. ↑ Ör. Kitchin, Bölüm 4.2.3. ve Bölüm A. Unsöld ve B. Baschek: Yeni Kozmos .
  79. ↑ Kızılötesi gözlemler için bkz. IS Glass: Kızılötesi Astronomi El Kitabı . Cambridge University Press: Cambridge 1999, ISBN 0-521-63311-7 .
  80. ^ KI Kellermann ve JM Moran: Radyo astronomisinde yüksek çözünürlüklü görüntülemenin gelişimi . İçinde: Astronomi ve Astrofizik Yıllık İncelemesi. 39, 2001, sayfa 457-509, doi: 10.1146 / annurev.astro.39.1.457 .
  81. ↑ Kitchin dedektörleri, Bölüm 1.3.2 ve Kitchin görüntüleme yöntemi hakkında, Bölüm 1.3.4.
  82. ^ C. Ruggles: Tarih Öncesi Britanya ve İrlanda'da Astronomi, özellikle Stonehenge'de, s. 35-41 ve 136-139. Yale University Press 1999. Bu en basit astronomi türünün olanakları için ayrıca bkz. Neil DeGrasse Tyson: Death by Black Hole , Bölüm 5. Norton: New York and London 2007, ISBN 978-0-393-33016-8 .
  83. ↑ Astronomik aletlerin geliştirilmesi için bkz. Dieter B. Herrmann: Gölge çubuğundan dev aynaya: 2000 yıllık gökyüzü araştırma teknolojisi . Verlag Neues Leben, Berlin 1988, ISBN 3-355-00786-2 ve Ernst Zinner: 11.-18. yüzyılların Alman ve Hollanda astronomik aletleri. Yüzyıl. CH Beck: Münih 1967, ISBN 3-406-03301-6 .
  84. ↑ Bkz. Douglas J. Mink: 100 Yıllık Örtülmeler: İstatistiksel Bir Bakış . İçinde: Amerikan Astronomi Derneği Bülteni , Cilt 29, 1997, s. 1023ff. bibcode : 1997DPS .... 29.2703M . Web sitesi Uluslararası Lunar Örtülme Merkezi'nde ( Memento 25 Ekim 2008 tarihinden itibaren Internet Archive ) üzerinde malzeme sağlar yıldızların occultation aya göre .
  85. ↑ s. 219, Hoskin 1997.
  86. ↑ Gaia'nın işlevsel ilkesi için bkz. Marielle van Veggel ve diğerleri: GAIA temel açı izleme sisteminin metroloji konsept tasarımı . İçinde: Proc. SPIE , Cilt 5495, 2004, sayfa 11ff.
  87. ↑ Genel olarak radyo interferometrisi hakkında: Kitchin, s. 279–298. Çok Büyük Dizi hakkında daha fazla bilgi için VLA web portalına bakın .
  88. ↑ Ör. Kitchin, Bölüm 2.5.2.
  89. ↑ LBT için, bkz. K. Jäger, Bilimsel gözlemler LBT'de başladı . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 7/2007, sayfa 16-18. VLT interferometre için bkz. A. Glindemann: Das VLT interferometre . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 3/2003, sayfa 24-32.
  90. ↑ Bkz. Thomas Bührke: "Pierre Auger" gözlemevi - Kozmik ışınlar için yeni gözler . İçinde: Yıldızlar ve Uzay Cilt 3/2006, s. 36–39.
  91. ↑ Amanda ve IceCube web portallarındaki yeni dedektörler hakkında güncel bilgiler .
  92. ^ Heinrich J. Völk: Gama astronomisinde yeni sonuçlar. İçinde: Yıldızlar ve Uzay, Cilt 8/2006, s. 36–45.
  93. ↑ Tespit yöntemleri hakkında genel bilgi için bkz. Kitchin, Bölüm 1.3. GLAST için bkz. Giselher Lichti ve Andreas von Kienlin: The GLAST Mission . In: Sterne und Weltraum Cilt 5/2008, s. 40–48.
  94. ↑ Marcia Bartusiak: Einstein'ın Mirası. Görelilik teorisinin son bilmecesi için yarış . Avrupa Yayınevi 2005, ISBN 978-3-434-50529-7 . Markus Pössel: Einstein Penceresi . Hamburg: Hoffmann & Campe 2005, ISBN 978-3-455-09494-7 .