La astronomía observacional es una división 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 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 algo obstaculizado porque 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 disponen de una gran cantidad de ejemplos visibles de fenómenos estelares que pueden examinar. Esto permite trazar datos de observación en gráficos y registrar tendencias generales. Luego se pueden utilizar ejemplos cercanos de fenómenos específicos, como estrellas variables , para inferir el comportamiento de representantes más distantes. Esos criterios distantes se pueden emplear para medir otros fenómenos en esa vecindad, incluida la distancia a una galaxia .
Galileo Galilei dirigió un telescopio al cielo y registró lo que vio. Desde entonces, la astronomía observacional ha logrado avances constantes con cada mejora en la tecnología de los telescopios.
Una división tradicional de la astronomía observacional se basa en la región del espectro electromagnético observada:
Además de utilizar radiación electromagnética, los astrofísicos modernos también pueden realizar observaciones utilizando neutrinos , rayos cósmicos u ondas gravitacionales . La observación de una fuente utilizando 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 altura para minimizar la absorción y distorsión causada por la atmósfera terrestre. Algunas longitudes de onda de luz infrarroja son fuertemente absorbidas por el vapor de agua , por lo que muchos observatorios de infrarrojos están ubicados en lugares secos a gran altura 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 por algunas "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 mediante 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 porción del espectro electromagnético , la mayor parte del trabajo de los telescopios todavía depende de las condiciones de visión y de la transparencia del aire, y generalmente está restringido a la noche. Las condiciones de visión dependen de las turbulencias y variaciones térmicas del aire. Los lugares frecuentemente nublados o que sufren turbulencias atmosféricas limitan la resolución de las observaciones. Asimismo, la presencia de la Luna llena puede iluminar el cielo con luz dispersa, dificultando la observación de objetos débiles.
A efectos 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 montañosos que tienen un gran número de días sin nubes y generalmente poseen buenas condiciones atmosféricas (con buenas condiciones de visibilidad ). Los picos de las islas de Mauna Kea, Hawaii y La Palma poseen estas propiedades, al igual que en menor medida sitios del interior como Llano de Chajnantor , Paranal , Cerro Tololo y La Silla en Chile . Estos observatorios han atraído un conjunto de potentes telescopios, con una inversión total de muchos miles de millones de dólares estadounidenses.
La oscuridad del cielo nocturno es un factor importante en la astronomía óptica. Con el tamaño cada vez mayor de las ciudades y las áreas pobladas por humanos, la cantidad de luz artificial durante la noche también ha aumentado. Estas luces artificiales producen una iluminación de fondo difusa que dificulta la observación de rasgos astronómicos débiles sin filtros especiales. En algunos lugares, como el estado de Arizona y el Reino Unido , esto ha dado lugar a campañas para reducir la contaminación lumínica . El uso de capotas alrededor de las farolas no sólo mejora la cantidad de luz dirigida hacia el suelo, sino que también ayuda a reducir la luz dirigida hacia el cielo.
Los efectos atmosféricos ( visión astronómica ) pueden dificultar gravemente la resolución de un telescopio. Sin algunos medios para corregir el efecto borroso de la atmósfera cambiante, los telescopios de más de 15 a 20 cm de apertura no pueden alcanzar su resolución teórica en longitudes de onda visibles. Como resultado, el principal beneficio de utilizar telescopios muy grandes ha sido la mejora de la capacidad de captación de luz, lo que permite observar magnitudes muy débiles. Sin embargo, la desventaja de la resolución ha comenzado a superarse mediante la óptica adaptativa , las imágenes moteadas y las imágenes interferométricas , así como el uso de telescopios espaciales .
Los astrónomos tienen una serie de herramientas de observación que pueden utilizar para realizar mediciones de los cielos. Para objetos que están relativamente cerca del Sol y 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 distintos planetas y para determinar sus respectivas masas y perturbaciones gravitacionales . Tales 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 del examen del 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 de las propiedades térmicas del Sol . Los instrumentos empleados durante un eclipse solar podrían usarse para medir la radiación de la corona .
Con el descubrimiento de las ondas de radio , la radioastronomía comenzó a surgir como una nueva disciplina de la astronomía. Las largas longitudes de onda de las ondas de radio requirieron platos colectores mucho más grandes para generar imágenes con buena resolución, y más tarde llevaron al desarrollo del interferómetro de platos múltiples para generar 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, incluso utilizando 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 de radio para otros usos está ahogando gradualmente las débiles señales de radio de las estrellas. Por este motivo, en el futuro la radioastronomía podría realizarse desde lugares protegidos, como la cara oculta de la Luna .
La última parte del siglo XX vio rápidos avances tecnológicos en la instrumentación astronómica. Los telescopios ópticos eran cada vez más grandes y empleaban óptica adaptativa para anular en parte la confusión atmosférica. Se lanzaron nuevos telescopios al espacio y comenzaron a observar el universo en las partes del espectro electromagnético infrarrojo , ultravioleta , rayos X y rayos gamma , así como a observar los rayos cósmicos . Los conjuntos de interferómetros produjeron las primeras imágenes de altísima resolución 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 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 objetos astronómicos con detectores de neutrinos en observatorios especiales, normalmente enormes tanques subterráneos. Las reacciones nucleares en las estrellas y las explosiones de supernovas producen cantidades muy grandes de neutrinos , de los cuales muy pocos pueden ser detectados por un telescopio de neutrinos . La astronomía de neutrinos está motivada por la posibilidad de observar procesos inaccesibles a los telescopios ópticos , como el núcleo del Sol .
Se están diseñando detectores de ondas gravitacionales que puedan 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 planetas dentro del Sistema Solar , de modo que el campo de la ciencia planetaria ahora tiene un importante cruce con las disciplinas de la geología y la meteorología .
El instrumento clave de casi toda la astronomía observacional moderna es el telescopio . Esto tiene el doble propósito de reunir más luz para que se puedan observar objetos muy débiles y ampliar la imagen para que se puedan observar objetos pequeños y distantes. La astronomía óptica requiere telescopios que utilicen componentes ópticos de gran precisión. Los requisitos típicos para esmerilar y 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 resolución más alta mediante síntesis de apertura .
Los grandes telescopios están alojados 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 al otro del telescopio, la forma de la estructura cambia debido a la expansión térmica que empuja a los elementos ópticos fuera de su posición. Esto puede afectar 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 al atardecer, 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 las observaciones, es una práctica estándar montar el telescopio en un pilar de hormigón cuyos cimientos estén completamente separados de los de la cúpula y el edificio circundante.
Para realizar casi cualquier trabajo científico se requiere que los telescopios sigan los objetos mientras giran a través del cielo visible. En otras palabras, deben compensar suavemente la rotación de la Tierra. Hasta la llegada de los mecanismos de accionamiento controlados por computadora , 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 montado ecuatorial más grande del mundo es el Telescopio Hale de 200 pulgadas (5,1 m) , mientras que los telescopios recientes de 8 a 10 m utilizan la montura altazimutal estructuralmente mejor y, en realidad, son físicamente más pequeños que el Hale, a pesar de los espejos más grandes. Desde 2006, hay proyectos de diseño en marcha para gigantescos telescopios alt-az: 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 en aplicaciones de imágenes por sensores digitales como CCD y chips CMOS . Áreas especializadas de la astronomía, como la fotometría y la interferometría, utilizan detectores electrónicos desde hace mucho más tiempo. La astrofotografía utiliza una película fotográfica especializada (o normalmente una placa de vidrio recubierta con una emulsión fotográfica ), pero presenta una serie de inconvenientes, en particular una baja eficiencia cuántica , del orden del 3%, mientras que los CCD pueden ajustarse para un QE >90% en una banda estrecha. Casi todos los instrumentos de los telescopios modernos son conjuntos electrónicos, y los telescopios más antiguos han sido adaptados con estos instrumentos o han sido cerrados. Las placas de vidrio todavía se utilizan en algunas aplicaciones, como la topografía, [ cita necesaria ] 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 se volvieran lo suficientemente sensibles, la astronomía científica pasó por completo al cine, 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 momentos. 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 transversal es un implemento que se ha utilizado para medir estrellas dobles . Consiste en un par de líneas finas y móviles que se pueden juntar o separar. La lente del telescopio se alinea sobre el par y se orienta mediante cables de posición que se encuentran en ángulo recto con respecto a la separación de estrellas. Luego, los cables móviles se ajustan para que coincidan con las dos posiciones de estrella. Luego se lee la separación de las estrellas en el instrumento y se determina su verdadera separación basándose en el aumento del instrumento.
Un instrumento vital de la astronomía observacional es el espectrógrafo . La absorción de longitudes de onda de luz específicas por parte de los elementos permite observar propiedades específicas de cuerpos distantes. Esta capacidad ha resultado en 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 (particularmente " 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. Posteriormente se desarrolló el espectrógrafo de rejilla , que redujo la cantidad de pérdida de luz en comparación con los prismas y proporcionó una mayor resolución espectral. El espectro se puede fotografiar con una exposición prolongada, lo que permite medir el espectro de objetos débiles (como galaxias distantes).
La fotometría estelar comenzó a utilizarse en 1861 como medio para medir los colores estelares . Esta técnica midió la magnitud de una estrella en rangos de frecuencia específicos, lo que permitió 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 - Visual ).
La fotometría fotoeléctrica que utiliza el CCD se utiliza actualmente 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 ver partes del espectro que son invisibles al ojo. La capacidad de registrar la llegada de una pequeña cantidad de fotones durante un período de tiempo puede permitir cierto grado de corrección por computadora de los efectos atmosféricos, afinando la imagen. 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 frecuencia 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 puedan verse a una frecuencia determinada emitida únicamente por átomos de hidrógeno excitados . También se pueden utilizar filtros para compensar parcialmente los efectos de la contaminación lumínica bloqueando 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 puede observar una variedad de datos para cada objeto. Las coordenadas de posición localizan 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 cambios de paralaje de una estrella contra el 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 en relación con el Sol. Las variaciones en el brillo de la estrella indican inestabilidades en la atmósfera de la estrella o la presencia de un compañero oculto. 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 cambios 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 una masa de estrellas estrechamente asociadas, como en un cúmulo globular , permite recopilar datos sobre la distribución de tipos estelares. Estas tablas luego se pueden utilizar para inferir la antigüedad de la asociación.
Para galaxias distantes y AGN, se realizan observaciones de la forma general y las propiedades de la galaxia, así como de los agrupamientos donde 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 pueden usarse para inferir algo sobre la distancia de la galaxia. Las observaciones de un gran número de galaxias se conocen como estudios de corrimiento al rojo y se utilizan para modelar la evolución de las formas de las galaxias.
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