astronomía observacional

Además de utilizar 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 multimensajero .

La astronomía óptica y radioastronomía se puede realizar con observatorios terrestres, ya que la atmósfera es relativamente transparente en las longitudes de onda que se detectan. Los observatorios suelen ubicarse a gran altitud para minimizar la absorción y la distorsión causadas por la atmósfera terrestre. Algunas longitudes de onda de la luz infrarroja son fuertemente absorbidas por el vapor de agua , por lo que muchos observatorios infrarrojos se ubican 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 (salvo en algunas "ventanas" de longitud de onda) la astronomía del infrarrojo lejano , por lo que las observaciones deben realizarse principalmente desde globos o observatorios espaciales. Sin embargo, los potentes rayos gamma pueden detectarse mediante las grandes cascadas atmosféricas que producen, y el estudio de los rayos cósmicos es una rama de la astronomía en rápida expansión.

La ocultación es la observación del instante en que un objeto celeste oculta o eclipsa a otro. Las observaciones de ocultación de asteroides de múltiples cuerdas miden el perfil del asteroide con una precisión de kilómetros. ^{[ 2 ]}

Durante gran parte de la historia de la astronomía observacional, casi todas las observaciones se realizaron en el espectro visible con telescopios ópticos . Si bien la atmósfera terrestre es relativamente transparente en esta porción del espectro electromagnético , la mayoría de las observaciones con telescopios aún dependen de las condiciones de visibilidad y la transparencia del aire, y generalmente se limitan a la noche. Las condiciones de visibilidad dependen de la turbulencia y las variaciones térmicas en el aire. Los lugares frecuentemente nublados o con turbulencia atmosférica 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.

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, actualmente sigue siendo costoso poner telescopios en órbita . Por lo tanto, las siguientes mejores ubicaciones son ciertas cumbres montañosas que cuentan con un alto número de días despejados y, en general, poseen buenas condiciones atmosféricas (con buenas condiciones de visibilidad ). Las cumbres de las islas de Mauna Kea, Hawái 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 lugares de observación han atraído a un conjunto de potentes telescopios, con una inversión total de miles de millones de dólares estadounidenses.

La oscuridad del cielo nocturno es un factor importante en la astronomía óptica. Con el crecimiento constante de las ciudades y las zonas pobladas, la cantidad de luz artificial nocturna también ha aumentado. Estas luces artificiales producen una iluminación de fondo difusa que dificulta la observación de objetos astronómicos tenues 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 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 ( visión astronómica ) pueden dificultar considerablemente la resolución de un telescopio. Sin algún método para corregir el efecto de desenfoque causado por los cambios atmosféricos, los telescopios con una apertura  superior a unos 15-20 cm no pueden alcanzar su resolución teórica en longitudes de onda visibles. Por consiguiente, la principal ventaja de utilizar telescopios muy grandes ha sido la mayor capacidad de captación de luz, lo que permite observar magnitudes muy débiles. Sin embargo, esta limitación de resolución se ha empezado a superar gracias a la óptica adaptativa , la imagen de moteado y la imagen interferométrica , así como al uso de telescopios espaciales .

Los astrónomos disponen de diversas herramientas de observación para realizar mediciones del firmamento. Para objetos relativamente cercanos al Sol y a la Tierra, es posible realizar mediciones de posición directas y muy precisas con respecto a un fondo más distante (y, por lo tanto, casi estacionario). Las primeras observaciones de este tipo se utilizaron para desarrollar modelos orbitales muy precisos de los distintos planetas y para determinar sus respectivas masas y perturbaciones gravitacionales . Dichas mediciones condujeron al descubrimiento de los planetas Urano , Neptuno e (indirectamente) Plutón . También dieron lugar a la suposición errónea de un planeta ficticio, Vulcano, dentro de la órbita de Mercurio (aunque la explicación de la precesión de la órbita de Mercurio por Einstein se considera uno de los triunfos de su teoría de la relatividad general ).

Con el descubrimiento de las ondas de radio , la radioastronomía comenzó a emerger como una nueva disciplina en la astronomía. Las largas longitudes de onda de las ondas de radio requerían antenas colectoras mucho más grandes para obtener imágenes con buena resolución, lo que posteriormente condujo al desarrollo del interferómetro multidisco para la creación de imágenes de radio de síntesis de apertura de alta resolución (o "radiomapas"). El desarrollo del receptor de bocina de microondas condujo al descubrimiento de la radiación de fondo de microondas asociada al Big Bang . ^{[ 4 ]}

La radioastronomía ha seguido expandiendo sus capacidades, incluso utilizando satélites radioastronómicos para producir interferómetros con líneas de base mucho mayores que el tamaño de la Tierra. Sin embargo, el uso cada vez mayor del espectro radioeléctrico para otros fines está enmascarando gradualmente las débiles señales de radio provenientes de las estrellas. Por esta razón, en el futuro la radioastronomía podría realizarse desde lugares protegidos, como la cara oculta de la Luna .

La última parte del siglo XX presenció rápidos avances tecnológicos en instrumentación astronómica. Los telescopios ópticos se hicieron cada vez más grandes y emplearon óptica adaptativa para contrarrestar parcialmente la distorsión atmosférica. Se lanzaron nuevos telescopios al espacio, que comenzaron a observar el universo en las partes infrarroja , ultravioleta , de rayos X y de rayos gamma del espectro electromagnético, además de observar rayos cósmicos . Los conjuntos de interferómetros produjeron las primeras imágenes de altísima resolución mediante síntesis de apertura en longitudes de onda de radio, infrarrojo y ópticas. Instrumentos en órbita como el Telescopio Espacial Hubble impulsaron rápidamente el conocimiento astronómico, convirtiéndose en la herramienta fundamental para las observaciones en luz visible de objetos débiles. Se espera que los nuevos instrumentos espaciales en desarrollo observen directamente planetas alrededor de otras estrellas, e 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, generalmente enormes tanques subterráneos. Las reacciones nucleares en las estrellas y las explosiones de supernovas producen una gran cantidad de neutrinos , de los cuales muy pocos pueden ser detectados por un telescopio de neutrinos . La astronomía de neutrinos surge de la posibilidad de observar procesos inaccesibles para 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 del Sistema Solar , por lo que el campo de la ciencia planetaria ahora tiene una importante superposición con las disciplinas de la geología y la meteorología .

El instrumento clave de casi toda la astronomía observacional moderna es el telescopio . Este cumple la doble función 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 el pulido de un espejo curvo, por ejemplo, exigen que la superficie tenga una forma cónica específica con una precisión de una fracción de la longitud de onda de la luz . Muchos "telescopios" modernos consisten en realidad en conjuntos de telescopios que trabajan conjuntamente para proporcionar una mayor resolución mediante la síntesis de apertura .

Los grandes telescopios se alojan en cúpulas, tanto para protegerlos de las inclemencias del tiempo como para estabilizar las condiciones ambientales. Por ejemplo, si la temperatura varía entre un lado y otro del telescopio, la forma de la estructura cambia debido a la dilatación térmica , que desplaza los elementos ópticos. Esto puede afectar la imagen. Por este motivo, las cúpulas suelen ser de color blanco brillante ( dióxido de titanio ) o de metal sin pintar. A menudo, las cúpulas se abren al atardecer, mucho antes de que comience la observación, para que el aire circule y el telescopio alcance la misma temperatura que el entorno. Para evitar que el viento u otras vibraciones afecten las observaciones, es práctica habitual montar el telescopio sobre un pilar de hormigón cuyos cimientos están 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 telescopios pequeños esta sigue siendo la norma. Sin embargo, este es 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 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. A partir de 2006, hay proyectos de diseño en marcha para telescopios altazimutales gigantes: el Telescopio de Treinta Metros.y el Telescopio Enormemente Grande de 100 m de diámetro . ^{[ 7 ]}

Los astrónomos aficionados utilizan instrumentos como el reflector newtoniano , el refractor y el telescopio Maksutov, cada vez más popular .

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 imagen por sensores digitales como los CCD y los chips CMOS . Áreas especializadas de la astronomía, como la fotometría y la interferometría, han utilizado detectores electrónicos durante un período mucho más prolongado. La astrofotografía utiliza película fotográfica especializada (o generalmente una placa de vidrio recubierta con emulsión fotográfica ), pero presenta varios inconvenientes, en particular una baja eficiencia cuántica , del orden del 3%, mientras que los CCD pueden ajustarse para obtener una eficiencia cuántica superior al 90% en una banda estrecha. Casi todos los instrumentos de los telescopios modernos son matrices electrónicas, y los telescopios más antiguos han sido modernizados con estos instrumentos o desmantelados. Las placas de vidrio todavía se utilizan en algunas aplicaciones, como el levantamiento topográfico, porque la resolución posible con una película química es mucho mayor que la de cualquier detector electrónico construido hasta la fecha.

Comparador de parpadeo

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 intermitentes. Este instrumento se ha utilizado para detectar asteroides , cometas y estrellas variables .

El micrómetro de posición o de hilo cruzado es un instrumento que se utiliza para medir estrellas dobles . Consiste en un par de líneas finas y móviles que pueden juntarse o separarse. La lente del telescopio se alinea con el par de líneas y se orienta mediante hilos de posición que forman un ángulo recto con la separación entre las estrellas. A continuación, se ajustan los hilos móviles para que coincidan con las posiciones de las dos estrellas. El instrumento lee la separación entre las estrellas y determina su separación real en función de la magnificación del mismo.

Un instrumento fundamental en 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 propició el descubrimiento del helio en el espectro de emisión del Sol y ha permitido a los astrónomos obtener gran cantidad de información sobre estrellas, galaxias y otros cuerpos celestes distantes. El desplazamiento Doppler (en particular, el corrimiento 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 conjuntos de prismas que dividían la luz en un amplio espectro. Posteriormente, se desarrolló el espectrógrafo de rejilla , que redujo la 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 método para medir los colores estelares . Esta técnica medía la magnitud de una estrella en rangos de frecuencia específicos, lo que permitía determinar su color general y, por lo tanto, su temperatura . En 1951 se adoptó un sistema estandarizado internacionalmente de magnitudes UBV ( ultravioleta - azul - visible ).

La fotometría fotoeléctrica mediante CCD se utiliza con frecuencia para realizar observaciones a través de telescopios. Estos instrumentos sensibles pueden registrar la imagen casi a nivel de fotones individuales y pueden diseñarse para observar partes del espectro invisibles al ojo humano. La capacidad de registrar la llegada de pequeños grupos de fotones durante un período de tiempo permite corregir, mediante ordenador, los efectos atmosféricos, mejorando así la nitidez de la imagen. También es posible combinar varias imágenes digitales para optimizar aún más la imagen, proceso conocido como apilamiento. Al combinarse con la tecnología de óptica adaptativa , la calidad de la imagen puede alcanzar la resolución teórica del telescopio.

Los filtros se utilizan para visualizar un objeto en frecuencias o rangos de frecuencia específicos. Los filtros de película multicapa permiten un control muy preciso de las frecuencias transmitidas y bloqueadas, de modo que, por ejemplo, los objetos pueden visualizarse en una frecuencia particular emitida únicamente por átomos de hidrógeno excitados . Los filtros también pueden utilizarse para compensar parcialmente los efectos de la contaminación lumínica bloqueando la luz no deseada. Asimismo, los filtros de polarización permiten determinar si una fuente emite luz polarizada y la orientación de dicha polarización.