観測天文学

現代の天体物理学者は、電磁波に加えて、ニュートリノ、宇宙線、重力波を用いた観測も行うことができる。複数の方法を用いて天体を観測することを、マルチメッセンジャー天文学と呼ぶ。

光学天文学や電波天文学は、観測対象となる波長において大気が比較的透明であるため、地上観測所で実施できます。観測所は通常、地球大気による吸収や歪みを最小限に抑えるため、高地に設置されます。赤外線の中には水蒸気によって強く吸収される波長もあるため、多くの赤外線観測所は高地の乾燥した場所、あるいは宇宙空間に設置されています。

大気は、X線天文学、ガンマ線天文学、紫外線天文学、そして（ごく一部の波長帯を除いて）遠赤外線天文学で使用される波長では不透明であるため、観測は主に気球や宇宙望遠鏡から行う必要がある。しかし、強力なガンマ線は、それが引き起こす大規模な大気シャワーによって検出することができ、宇宙線研究は天文学の急速に発展している分野である。

掩蔽とは、ある天体が別の天体を掩蔽または食する瞬間を観測することです。多弦小惑星掩蔽観測では、小惑星の輪郭をキロメートル単位で測定します。^{[ 2 ]}

観測天文学の歴史の大部分において、観測はほぼすべて光学望遠鏡を用いた可視光域で行われてきました。地球の大気はこの電磁スペクトル領域では比較的透明ですが、望遠鏡による観測は依然としてシーイング条件と大気の透明度に依存しており、一般的に夜間に限られています。シーイング条件は大気の乱流と温度変化によって左右されます。頻繁に曇りや大気乱流が発生する場所では、観測の解像度が制限されます。同様に、満月の存在は散乱光によって空を明るくし、暗い天体の観測を妨げる可能性があります。

観測目的においては、光学望遠鏡の最適な設置場所は間違いなく宇宙空間である。宇宙空間では、望遠鏡は大気の影響を受けずに観測を行うことができる。しかしながら、現状では望遠鏡を軌道に乗せるには依然として多額の費用がかかる。そのため、次に最適な場所は、晴天の日が多く、一般的に良好な大気条件（良好なシーイング条件）を備えた特定の山頂である。ハワイのマウナケア山やラ・パルマ島の山頂はこうした条件を満たしており、チリのジャノ・デ・チャイナントール、パラナル、セロ・トロロ、ラ・シージャといった内陸部の場所も、程度は低いものの同様の条件を備えている。これらの観測所には、数十億ドルもの投資を集めた強力な望遠鏡群が集まっている。

夜空の暗さは光学天文学において重要な要素です。都市や人口密集地の規模が拡大し続けるにつれ、夜間の人工光の量も増加しています。これらの人工光は拡散した背景光を生み出し、特殊なフィルターを用いなければ微かな天体の特徴を観測することを非常に困難にしています。アリゾナ州やイギリスなど一部の地域では、このことが光害削減キャンペーンにつながっています。街灯にフードを取り付けることで、地面に向けられる光量を増やすだけでなく、空に向けられる光量を減らす効果もあります。

大気の影響（天体観測におけるシーイング）は、望遠鏡の解像度を著しく低下させる可能性があります。大気の変動によるぼやけを補正する何らかの手段がなければ、口径 が約15～ 20cmを超える望遠鏡は、可視光波長域で理論上の解像度を達成できません。そのため、非常に大型の望遠鏡を使用する主な利点は、集光能力の向上であり、非常に暗い等級の天体を観測できるようになったことです。しかし、解像度の制約は、補償光学、スペックルイメージング、干渉計イメージング、そして宇宙望遠鏡の使用によって克服され始めています。

天文学者は、天体の測定に利用できる様々な観測ツールを持っています。太陽や地球に比較的近い天体については、より遠くにある（したがってほぼ静止している）背景天体に対して、直接的かつ非常に精密な位置測定を行うことができます。このような初期の観測は、様々な惑星の非常に精密な軌道モデルを開発し、それぞれの質量と重力摂動を決定するために使用されました。このような測定は、天王星、海王星、そして（間接的に）冥王星の発見につながりました。また、水星の軌道内に架空の惑星バルカンが存在するという誤った仮定にもつながりました（しかし、アインシュタインによる水星の歳差運動の説明は、彼の一般相対性理論の偉業の一つとされています）。

電波の発見により、電波天文学は天文学の新しい分野として台頭し始めた。電波の波長が長いため、高解像度の画像を得るにははるかに大きな集光アンテナが必要となり、後に高解像度開口合成電波画像（または「電波マップ」）を作成するためのマルチアンテナ干渉計の開発につながった。マイクロ波ホーン受信機の開発は、ビッグバンに関連するマイクロ波背景放射の発見につながった。^{[ 4 ]}

電波天文学は、地球よりもはるかに長い基線長を持つ干渉計を電波天文衛星を用いて実現するなど、その能力を拡大し続けている。しかし、電波スペクトルが他の用途にますます広く利用されるようになるにつれ、星からの微弱な電波信号は徐々にかき消されつつある。そのため、将来的には、電波天文学は月の裏側など、電波が遮蔽された場所から観測されるようになるかもしれない。

20世紀後半には、天体観測機器の技術が急速に進歩しました。光学望遠鏡はますます大型化し、大気による像のぼやけを部分的に補正するために補償光学技術が用いられるようになりました。新たな望遠鏡が宇宙に打ち上げられ、電磁スペクトルの赤外線、紫外線、X線、ガンマ線領域で宇宙を観測するとともに、宇宙線の観測も開始されました。干渉計アレイは、電波、赤外線、可視光の各波長で開口合成を用いて、初めて極めて高解像度の画像を生み出しました。ハッブル宇宙望遠鏡のような軌道上の観測機器は、微弱な天体の可視光観測の主力として、天文学の知識を急速に発展させました。現在開発中の新たな宇宙観測機器は、他の恒星の周りを回る惑星、ひいては地球型惑星を直接観測することが期待されています。

天文学者たちは望遠鏡に加えて、他の観測機器も使い始めている。

ニュートリノ天文学は、特殊な観測所（通常は巨大な地下タンク）に設置されたニュートリノ検出器を用いて天体を観測する天文学の一分野です。恒星内部の核反応や超新星爆発によって膨大な数のニュートリノが生成されますが、ニュートリノ望遠鏡で検出できるのはごくわずかです。ニュートリノ天文学は、太陽の中心部など、光学望遠鏡では観測できない現象を観測できる可能性に着目して発展しました。

重力波検出器は、中性子星やブラックホールなどの巨大な天体の衝突などの現象を捉えることができるように設計されている。^{[ 5 ]}

ロボット宇宙船は、太陽系内の惑星を非常に詳細に観測するためにますます使用されるようになっており、そのため惑星科学の分野は、地質学や気象学といった分野と大きく重なり合うようになっている。

現代の観測天文学のほぼすべてにおいて、主要な観測機器は望遠鏡です。望遠鏡は、非常に微弱な天体を観測できるように光を集めることと、小さくて遠い天体を観測できるように像を拡大することという二つの目的を果たします。光学天文学では、非常に精密な光学部品を使用した望遠鏡が必要です。例えば、曲面鏡の研磨や研削には、表面が特定の円錐形状の光の波長の数分の1以内の精度でなければならないという典型的な要件があります。現代の多くの「望遠鏡」は、実際には複数の望遠鏡が連携して開口合成によって高解像度を実現しているアレイで構成されています。

大型望遠鏡は、天候から保護し、環境条件を安定させるためにドーム内に設置されます。例えば、望遠鏡の片側と反対側で温度が異なると、熱膨張によって光学素子がずれ、構造の形状が変化します。これは画像に影響を与える可能性があります。そのため、ドームは通常、明るい白色（二酸化チタン）または無塗装の金属製です。ドームは、観測開始のはるか前に日没頃に開けられ、空気を循環させて望遠鏡全体を周囲と同じ温度にします。風のバフェットやその他の振動が観測に影響を与えないように、望遠鏡は周囲のドームや建物とは完全に分離された基礎を持つコンクリート製の支柱に取り付けるのが一般的です。

ほぼすべての科学研究を行うには、望遠鏡が可視空を横切る天体の動きを追跡する必要があります。つまり、地球の自転を滑らかに補正しなければなりません。コンピュータ制御の駆動機構が登場するまでは、赤道儀が標準的な解決策であり、小型望遠鏡では現在でもこれが主流です。しかし、これは構造的に劣る設計であり、望遠鏡の直径と重量が増加するにつれてますます扱いにくくなります。世界最大の赤道儀望遠鏡は200インチ（5.1メートル）のヘール望遠鏡ですが、最近の8～10メートル望遠鏡は構造的に優れた経緯台を使用しており、鏡が大きいにもかかわらず、実際にはヘール望遠鏡よりも物理的に小さいです。2006年現在、巨大な経緯台望遠鏡の設計プロジェクトが進行中です。その一つが30メートル望遠鏡です。、直径100mの超大型望遠鏡。^{[ 7 ]}

アマチュア天文家は、ニュートン式反射望遠鏡、屈折望遠鏡、そして近年人気が高まっている マクストフ式望遠鏡などの機器を使用する。

写真は1世紀以上にわたり観測天文学において重要な役割を果たしてきましたが、過去30年間で、画像処理用途ではCCDやCMOSチップなどのデジタルセンサーにほぼ取って代わられました。測光や干渉計などの天文学の専門分野では、電子検出器がはるかに長い期間利用されてきました。天体写真では特殊な写真フィルム（または通常は写真乳剤を塗布したガラス板）を使用しますが、特に量子効率が3%程度と低いという欠点があります。一方、CCDは狭い帯域で90%を超える量子効率に調整できます。現代の望遠鏡の機器はほぼすべて電子アレイであり、古い望遠鏡はこれらの機器に改造されるか、閉鎖されています。ガラス板は、測量などの一部の用途で今でも使用されています。これは、化学フィルムで可能な解像度が、これまでに作られたどの電子検出器よりもはるかに高いためです。

点滅比較器

ブリンクコンパレータは、同じ空の領域を異なる時点で撮影した、ほぼ同一の2枚の写真を比較するために使用される装置です。このコンパレータは2枚の乾板に交互に光を照射し、変化があれば点滅する点や筋として現れます。この装置は、小惑星、彗星、変光星の発見に用いられてきました。

位置測定器（またはクロスワイヤー式マイクロメーター）は、二重星の測定に用いられる装置です。これは、互いに近づけたり離したりできる一対の細い可動線で構成されています。望遠鏡のレンズをこの一対の線に合わせ、星の間隔に対して直角に配置された位置測定線を用いて方向を定めます。次に、可動線を調整して2つの星の位置に合わせます。そして、装置から星の間隔を読み取り、装置の倍率に基づいて実際の星の間隔を決定します。

観測天文学において重要な機器の一つが分光器です。元素による特定の波長の光の吸収を利用することで、遠方の天体の特定の性質を観測することができます。この技術によって、太陽の放射スペクトルからヘリウム元素が発見され、天文学者は遠方の恒星、銀河、その他の天体に関する多くの情報を得ることができました。スペクトルのドップラーシフト（特に「赤方偏移」）は、地球に対する視線方向の運動や距離を決定するためにも利用できます。

初期の分光器は、光を広範囲のスペクトルに分割するプリズム群を用いていました。その後、回折格子分光器が開発され、プリズムに比べて光の損失が少なくなり、より高いスペクトル分解能が得られました。スペクトルは長時間露光で撮影できるため、遠方の銀河などの微弱な天体のスペクトルを測定することが可能になりました。

恒星測光は、恒星の色を測定する手段として1861年に導入されました。この技術は、特定の周波数範囲における恒星の等級を測定することで、恒星の全体的な色、ひいては温度を決定することを可能にしました。1951年までに、国際的に標準化されたUBV等級（紫外線-青色可視光）システムが採用されました。

CCDを用いた光電測光は、現在、望遠鏡による観測に頻繁に用いられています。これらの高感度機器は、個々の光子レベルに近い精度で画像を記録することができ、肉眼では見えないスペクトル領域を観測するように設計することも可能です。一定期間にわたって少数の光子の到来を記録することで、大気の影響をコンピュータで補正し、画像を鮮明化することができます。また、複数のデジタル画像を合成することで画像をさらに向上させることができ、これは「スタッキング」と呼ばれる手法です。補償光学技術と組み合わせることで、画像品質は望遠鏡の理論的な解像度に近づくことができます。

フィルターは、特定の周波数または周波数範囲で物体を観察するために使用されます。多層膜フィルターは、透過および遮断する周波数を非常に精密に制御できるため、例えば、励起された水素原子のみが放出する特定の周波数で物体を観察することができます。フィルターは、不要な光を遮断することで、光害の影響を部分的に補償するためにも使用できます。偏光フィルターは、光源が偏光を放出しているかどうか、および偏光の方向を判断するためにも使用できます。