La astronomía observacional es una rama de la astronomía que se ocupa de registrar datos sobre el universo observable , en contraste con la astronomía teórica , que se ocupa principalmente de calcular las implicaciones mensurables de los modelos físicos . Es la práctica y el estudio de la observación de objetos celestes con el uso de telescopios y otros instrumentos astronómicos.
Como ciencia , el estudio de la astronomía se ve un tanto obstaculizado por el hecho de que no es posible realizar experimentos directos con las propiedades del universo distante. Sin embargo, esto se compensa en parte por el hecho de que los astrónomos tienen una gran cantidad de ejemplos visibles de fenómenos estelares que pueden examinarse. Esto permite representar gráficamente los datos de observación y registrar las tendencias generales. Los ejemplos cercanos de fenómenos específicos, como las estrellas variables , pueden utilizarse para inferir el comportamiento de representantes más distantes. Esos criterios distantes pueden emplearse luego para medir otros fenómenos en ese vecindario, incluida la distancia a una galaxia .
Galileo Galilei dirigió un telescopio hacia el cielo y registró lo que vio. Desde entonces, la astronomía observacional ha avanzado de forma constante con cada mejora en la tecnología de los telescopios.
Una división tradicional de la astronomía observacional se basa en la región del espectro electromagnético observado:
Además de utilizar la radiación electromagnética, los astrofísicos modernos también pueden realizar observaciones utilizando neutrinos , rayos cósmicos u ondas gravitacionales . La observación de una fuente mediante múltiples métodos se conoce como astronomía de múltiples mensajeros .
La astronomía óptica y la radioastronomía se pueden realizar con observatorios terrestres, porque la atmósfera es relativamente transparente en las longitudes de onda que se detectan. Los observatorios suelen estar ubicados a gran altitud para minimizar la absorción y la distorsión causadas por la atmósfera terrestre. Algunas longitudes de onda de la luz infrarroja son absorbidas en gran medida por el vapor de agua , por lo que muchos observatorios infrarrojos están ubicados en lugares secos a gran altitud o en el espacio.
La atmósfera es opaca en las longitudes de onda utilizadas por la astronomía de rayos X, la astronomía de rayos gamma, la astronomía ultravioleta y (excepto en unas pocas "ventanas" de longitud de onda) la astronomía del infrarrojo lejano , por lo que las observaciones deben realizarse principalmente desde globos u observatorios espaciales. Sin embargo, los potentes rayos gamma pueden detectarse por las grandes lluvias de aire que producen, y el estudio de los rayos cósmicos es una rama de la astronomía en rápida expansión.
Durante gran parte de la historia de la astronomía observacional, casi todas las observaciones se realizaron en el espectro visual con telescopios ópticos . Si bien la atmósfera de la Tierra es relativamente transparente en esta parte del espectro electromagnético , la mayor parte del trabajo con telescopios aún depende de las condiciones de visibilidad y la transparencia del aire, y generalmente se limita al horario nocturno. Las condiciones de visibilidad dependen de la turbulencia y las variaciones térmicas en el aire. Los lugares que están frecuentemente nublados o sufren turbulencia atmosférica limitan la resolución de las observaciones. Asimismo, la presencia de la Luna llena puede iluminar el cielo con luz dispersa, lo que dificulta la observación de objetos débiles.
Para fines de observación, la ubicación óptima para un telescopio óptico es, sin duda, el espacio exterior . Allí, el telescopio puede realizar observaciones sin verse afectado por la atmósfera . Sin embargo, en la actualidad sigue siendo costoso poner telescopios en órbita . Por lo tanto, los siguientes mejores lugares son ciertos picos de montaña que tienen un alto número de días sin nubes y, en general, poseen buenas condiciones atmosféricas (con buenas condiciones de visibilidad ). Los picos de las islas de Mauna Kea, Hawai y La Palma poseen estas propiedades, al igual que en menor medida los sitios del interior como Llano de Chajnantor , Paranal , Cerro Tololo y La Silla en Chile . Estos lugares de observatorio han atraído un conjunto de telescopios potentes, que totalizan muchos miles de millones de dólares de inversión.
La oscuridad del cielo nocturno es un factor importante en la astronomía óptica. Con el aumento del tamaño de las ciudades y de las áreas pobladas por humanos, la cantidad de luz artificial en la noche también ha aumentado. Estas luces artificiales producen una iluminación de fondo difusa que dificulta la observación de características astronómicas débiles sin filtros especiales. En algunos lugares, como el estado de Arizona y el Reino Unido , esto ha dado lugar a campañas para la reducción de la contaminación lumínica . El uso de cubiertas alrededor de las farolas no solo mejora la cantidad de luz dirigida hacia el suelo, sino que también ayuda a reducir la luz dirigida hacia el cielo.
Los efectos atmosféricos ( seening astronómico ) pueden dificultar seriamente la resolución de un telescopio. Sin algún medio para corregir el efecto de desenfoque de la atmósfera cambiante, los telescopios de más de 15-20 cm de apertura no pueden lograr su resolución teórica en longitudes de onda visibles. Como resultado, el principal beneficio de usar telescopios muy grandes ha sido la capacidad mejorada de captación de luz, lo que permite observar magnitudes muy débiles. Sin embargo, la desventaja de la resolución ha comenzado a ser superada por la óptica adaptativa , la imagen de moteado y la imagen interferométrica , así como el uso de telescopios espaciales .
Los astrónomos disponen de una serie de herramientas de observación que pueden utilizar para realizar mediciones de los cielos. En el caso de los objetos que están relativamente cerca del Sol y de la Tierra, se pueden realizar mediciones de posición directas y muy precisas contra un fondo más distante (y por lo tanto casi estacionario). Las primeras observaciones de esta naturaleza se utilizaron para desarrollar modelos orbitales muy precisos de los diversos planetas y para determinar sus respectivas masas y perturbaciones gravitacionales . Estas mediciones llevaron al descubrimiento de los planetas Urano , Neptuno e (indirectamente) Plutón . También dieron lugar a una suposición errónea de un planeta ficticio Vulcano dentro de la órbita de Mercurio (pero la explicación de la precesión de la órbita de Mercurio por parte de Einstein se considera uno de los triunfos de su teoría de la relatividad general ).
Además de examinar el universo en el espectro óptico, los astrónomos han podido adquirir cada vez más información en otras partes del espectro electromagnético. Las primeras mediciones no ópticas de este tipo se realizaron en las propiedades térmicas del Sol . Los instrumentos empleados durante un eclipse solar se podían utilizar para medir la radiación de la corona .
Con el descubrimiento de las ondas de radio , la radioastronomía comenzó a surgir como una nueva disciplina en la astronomía. Las largas longitudes de onda de las ondas de radio requerían antenas colectoras mucho más grandes para poder obtener imágenes con buena resolución, y más tarde llevaron al desarrollo del interferómetro multiantena para obtener imágenes de radio de síntesis de apertura de alta resolución (o "mapas de radio"). El desarrollo del receptor de bocina de microondas condujo al descubrimiento de la radiación de fondo de microondas asociada con el Big Bang . [4]
La radioastronomía ha seguido ampliando sus capacidades, llegando incluso a utilizar satélites de radioastronomía para producir interferómetros con líneas de base mucho más grandes que el tamaño de la Tierra. Sin embargo, el uso cada vez mayor del espectro radioeléctrico para otros usos está ahogando gradualmente las débiles señales de radio procedentes de las estrellas. Por este motivo, en el futuro la radioastronomía podría realizarse desde lugares protegidos, como la cara oculta de la Luna .
En la última parte del siglo XX se produjeron rápidos avances tecnológicos en la instrumentación astronómica. Los telescopios ópticos eran cada vez más grandes y empleaban óptica adaptativa para anular en parte la distorsión atmosférica. Se lanzaron nuevos telescopios al espacio y comenzaron a observar el universo en las partes infrarroja , ultravioleta , de rayos X y de rayos gamma del espectro electromagnético, así como a observar los rayos cósmicos . Los conjuntos de interferómetros produjeron las primeras imágenes de resolución extremadamente alta utilizando síntesis de apertura en longitudes de onda de radio, infrarrojos y ópticas. Los instrumentos en órbita, como el telescopio espacial Hubble, produjeron rápidos avances en el conocimiento astronómico, actuando como el caballo de batalla para las observaciones de objetos débiles en luz visible. Se espera que los nuevos instrumentos espaciales en desarrollo observen directamente planetas alrededor de otras estrellas, tal vez incluso algunos mundos similares a la Tierra.
Además de los telescopios, los astrónomos han comenzado a utilizar otros instrumentos para realizar observaciones.
La astronomía de neutrinos es la rama de la astronomía que observa los objetos astronómicos con detectores de neutrinos en observatorios especiales, generalmente enormes tanques subterráneos. Las reacciones nucleares en las estrellas y las explosiones de supernovas producen cantidades muy grandes de neutrinos , muy pocos de los cuales pueden ser detectados por un telescopio de neutrinos . La astronomía de neutrinos está motivada por la posibilidad de observar procesos que son inaccesibles a los telescopios ópticos , como el núcleo del Sol .
Se están diseñando detectores de ondas gravitacionales que pueden capturar eventos como colisiones de objetos masivos como estrellas de neutrones o agujeros negros . [5]
Las naves espaciales robóticas también se utilizan cada vez más para realizar observaciones muy detalladas de los planetas dentro del Sistema Solar , de modo que el campo de la ciencia planetaria ahora tiene una superposición significativa con las disciplinas de la geología y la meteorología .
El instrumento clave de casi toda la astronomía de observación moderna es el telescopio . Este tiene el doble propósito de captar más luz para poder observar objetos muy débiles y de ampliar la imagen para poder observar objetos pequeños y distantes. La astronomía óptica requiere telescopios que utilicen componentes ópticos de gran precisión. Los requisitos típicos para pulir un espejo curvo, por ejemplo, requieren que la superficie esté dentro de una fracción de una longitud de onda de luz de una forma cónica particular . Muchos "telescopios" modernos en realidad consisten en conjuntos de telescopios que trabajan juntos para proporcionar una mayor resolución a través de la síntesis de apertura .
Los telescopios de gran tamaño se alojan en cúpulas, tanto para protegerlos de las inclemencias del tiempo como para estabilizar las condiciones ambientales. Por ejemplo, si la temperatura es diferente de un lado del telescopio al otro, la forma de la estructura cambia, debido a la expansión térmica que empuja los elementos ópticos fuera de su posición. Esto puede afectar a la imagen. Por este motivo, las cúpulas suelen ser de color blanco brillante ( dióxido de titanio ) o de metal sin pintar. Las cúpulas suelen abrirse alrededor de la puesta del sol, mucho antes de que pueda comenzar la observación, para que el aire pueda circular y llevar todo el telescopio a la misma temperatura que el entorno. Para evitar que el viento u otras vibraciones afecten a las observaciones, es una práctica habitual montar el telescopio sobre un pilar de hormigón cuyos cimientos estén completamente separados de los de la cúpula y el edificio circundantes.
Para realizar casi cualquier trabajo científico es necesario que los telescopios rastreen los objetos a medida que giran por el cielo visible. En otras palabras, deben compensar suavemente la rotación de la Tierra. Hasta la llegada de los mecanismos de accionamiento controlados por ordenador , la solución estándar era algún tipo de montura ecuatorial , y para los telescopios pequeños esto sigue siendo la norma. Sin embargo, se trata de un diseño estructuralmente deficiente y se vuelve cada vez más engorroso a medida que aumenta el diámetro y el peso del telescopio. El telescopio con montura ecuatorial más grande del mundo es el Telescopio Hale de 200 pulgadas (5,1 m) , mientras que los telescopios recientes de 8-10 m utilizan la montura altacimutal estructuralmente mejor , y en realidad son físicamente más pequeños que el Hale, a pesar de los espejos más grandes. A partir de 2006, hay proyectos de diseño en marcha para telescopios altacimutales gigantescos: el Telescopio de Treinta Metros [1] y el Telescopio Abrumadoramente Grande de 100 m de diámetro . [7]
Los astrónomos aficionados utilizan instrumentos como el reflector newtoniano , el refractor y el cada vez más popular telescopio Maksutov .
La fotografía ha desempeñado un papel fundamental en la astronomía observacional durante más de un siglo, pero en los últimos 30 años ha sido reemplazada en gran medida para aplicaciones de imágenes por sensores digitales como CCD y chips CMOS . Las áreas especializadas de la astronomía, como la fotometría y la interferometría, han utilizado detectores electrónicos durante un período de tiempo mucho más largo. La astrofotografía utiliza una película fotográfica especializada (o, por lo general, una placa de vidrio recubierta de emulsión fotográfica ), pero existen una serie de inconvenientes, en particular una baja eficiencia cuántica , del orden del 3%, mientras que los CCD se pueden ajustar para una QE >90% en una banda estrecha. Casi todos los instrumentos de telescopio modernos son conjuntos electrónicos, y los telescopios más antiguos se han modernizado con estos instrumentos o se han cerrado. Las placas de vidrio todavía se utilizan en algunas aplicaciones, como la topografía, [ cita requerida ] porque la resolución posible con una película química es mucho mayor que la de cualquier detector electrónico construido hasta ahora.
Antes de la invención de la fotografía, toda la astronomía se hacía a simple vista. Sin embargo, incluso antes de que las películas fueran lo suficientemente sensibles, la astronomía científica pasó por completo a utilizar películas debido a sus abrumadoras ventajas:
El comparador de parpadeo es un instrumento que se utiliza para comparar dos fotografías casi idénticas tomadas de la misma sección del cielo en diferentes puntos del tiempo. El comparador alterna la iluminación de las dos placas y cualquier cambio se revela mediante puntos o rayas parpadeantes. Este instrumento se ha utilizado para encontrar asteroides , cometas y estrellas variables .
El micrómetro de posición o de alambre cruzado es un instrumento que se ha utilizado para medir estrellas dobles . Consiste en un par de líneas finas y móviles que se pueden mover juntas o separadas. La lente del telescopio se alinea con el par y se orienta utilizando alambres de posición que se encuentran en ángulos rectos con respecto a la separación de las estrellas. Luego, los alambres móviles se ajustan para que coincidan con las posiciones de las dos estrellas. Luego, se lee la separación de las estrellas en el instrumento y se determina su separación real en función del aumento del instrumento.
Un instrumento vital de la astronomía observacional es el espectrógrafo . La absorción de longitudes de onda específicas de luz por los elementos permite observar propiedades específicas de cuerpos distantes. Esta capacidad ha dado como resultado el descubrimiento del elemento helio en el espectro de emisión del Sol y ha permitido a los astrónomos determinar una gran cantidad de información sobre estrellas distantes, galaxias y otros cuerpos celestes. El desplazamiento Doppler (en particular el " desplazamiento al rojo ") de los espectros también se puede utilizar para determinar el movimiento radial o la distancia con respecto a la Tierra .
Los primeros espectrógrafos empleaban bancos de prismas que dividían la luz en un amplio espectro. Más tarde se desarrolló el espectrógrafo de rejilla , que reducía la cantidad de pérdida de luz en comparación con los prismas y proporcionaba una mayor resolución espectral. El espectro se puede fotografiar en una exposición prolongada, lo que permite medir el espectro de objetos débiles (como galaxias distantes).
La fotometría estelar se empezó a utilizar en 1861 como método para medir los colores estelares . Esta técnica medía la magnitud de una estrella en rangos de frecuencia específicos, lo que permitía determinar el color general y, por lo tanto, la temperatura de una estrella. En 1951 se adoptó un sistema estandarizado internacionalmente de magnitudes UBV ( ultravioleta, azul y visual ) .
La fotometría fotoeléctrica que utiliza CCD se utiliza con frecuencia para realizar observaciones a través de un telescopio. Estos instrumentos sensibles pueden registrar la imagen casi hasta el nivel de fotones individuales y pueden diseñarse para observar partes del espectro que son invisibles para el ojo. La capacidad de registrar la llegada de pequeñas cantidades de fotones durante un período de tiempo puede permitir un cierto grado de corrección informática de los efectos atmosféricos, lo que hace que la imagen sea más nítida. También se pueden combinar varias imágenes digitales para mejorar aún más la imagen, lo que a menudo se conoce como "apilamiento". Cuando se combina con la tecnología de óptica adaptativa , la calidad de la imagen puede acercarse a la capacidad de resolución teórica del telescopio.
Los filtros se utilizan para ver un objeto en frecuencias o rangos de frecuencias particulares. Los filtros de película multicapa pueden proporcionar un control muy preciso de las frecuencias transmitidas y bloqueadas, de modo que, por ejemplo, los objetos se pueden ver en una frecuencia particular emitida solo por átomos de hidrógeno excitados . Los filtros también se pueden utilizar para compensar parcialmente los efectos de la contaminación lumínica al bloquear la luz no deseada. Los filtros de polarización también se pueden utilizar para determinar si una fuente emite luz polarizada y la orientación de la polarización.
Los astrónomos observan una amplia gama de fuentes astronómicas, incluidas galaxias de alto corrimiento al rojo, AGN , el resplandor del Big Bang y muchos tipos diferentes de estrellas y protoestrellas.
Se pueden observar diversos datos de cada objeto. Las coordenadas de posición ubican el objeto en el cielo utilizando las técnicas de la astronomía esférica , y la magnitud determina su brillo visto desde la Tierra . El brillo relativo en diferentes partes del espectro proporciona información sobre la temperatura y la física del objeto. Las fotografías de los espectros permiten examinar la química del objeto.
Los desplazamientos de paralaje de una estrella respecto del fondo se pueden utilizar para determinar la distancia, hasta un límite impuesto por la resolución del instrumento. La velocidad radial de la estrella y los cambios en su posición a lo largo del tiempo ( movimiento propio ) se pueden utilizar para medir su velocidad relativa al Sol. Las variaciones en el brillo de la estrella dan evidencia de inestabilidades en la atmósfera de la estrella, o bien de la presencia de una compañera que la oculta. Las órbitas de las estrellas binarias se pueden utilizar para medir las masas relativas de cada compañera, o la masa total del sistema. Las binarias espectroscópicas se pueden encontrar observando los desplazamientos Doppler en el espectro de la estrella y su compañera cercana.
Las estrellas de masas idénticas que se formaron al mismo tiempo y en condiciones similares suelen tener propiedades observadas casi idénticas. La observación de la masa de estrellas estrechamente asociadas, como en un cúmulo globular , permite recopilar datos sobre la distribución de los tipos estelares. Estas tablas se pueden utilizar para inferir la edad de la asociación.
En el caso de galaxias distantes y AGN, se realizan observaciones de la forma y las propiedades generales de la galaxia, así como de las agrupaciones en las que se encuentran. Las observaciones de ciertos tipos de estrellas variables y supernovas de luminosidad conocida , llamadas velas estándar , en otras galaxias permiten inferir la distancia a la galaxia anfitriona. La expansión del espacio hace que los espectros de estas galaxias se desplacen, dependiendo de la distancia, y se modifiquen por el efecto Doppler de la velocidad radial de la galaxia. Tanto el tamaño de la galaxia como su corrimiento al rojo se pueden utilizar para inferir algo sobre la distancia de la galaxia. Las observaciones de grandes cantidades de galaxias se denominan estudios de corrimiento al rojo y se utilizan para modelar la evolución de las formas de las galaxias.
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