Megfigyeléses csillagászat

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
Ugrás a navigációhoz Ugrás a kereséshez
Mayall távcső a Kitt Peak Nemzeti Obszervatóriumban
Meteorokat megfigyelő gyűlés Észtországban

A megfigyeléses csillagászat egyik részlege a csillagászatnak, amelynek célja a rögzíteni az adatokat a megfigyelhető univerzumról, ellentétben az elméleti csillagászattal, amely elsősorban azzal foglalkozik, hogy kiszámítsa a fizikai modellek mérhető következtetéseit. Ez az égi objektumok megfigyelésének gyakorlata és tanulmányozása teleszkópok és más csillagászati eszközök segítségével történik.

Tudományágként a csillagászat tanulmányozását némileg akadályozza, hogy a távoli univerzum tulajdonságaival nem lehet közvetlen kísérleteket végezni. Ezt azonban részben kompenzálja az a tény, hogy a csillagászoknak rengeteg látható példája van a csillagjelenségekre, amelyeket meg lehet vizsgálni. Ez lehetővé teszi a megfigyelési adatok grafikonokon történő ábrázolását és az általános tendenciák rögzítését. A konkrét jelenségek közeli példái, mint például a változócsillagok, felhasználhatók ezáltal a távolabbi objektumok viselkedésének megbecslésére. Ezeket a távoli mércéket ezután más jelenségek mérésére lehet használni, beleértve a galaxisok távolságát is.

Galileo Galilei az ég felé fordított egy távcsövet, és feljegyezte, amit látott. Azóta a megfigyelő csillagászat rengeteget fejlődött minden egyes teleszkóp technológiai újítással.

Alosztályok[szerkesztés]

A megfigyelési csillagászat hagyományos felosztása a megfigyelt elektromágneses spektrum tartományán alapul:

  • Az optikai csillagászat a csillagászat azon része, amely optikai eszközöket (tükröket, lencséket és félvezető-detektorokat) használ a közeli infravöröstől a közeli ultraibolya hullámhosszig terjedő fény megfigyelésére. A látható fény csillagászat, emberi szemmel érzékelhető hullámhosszak felhasználásával (kb. 400-700 nm), ennek a spektrumnak a közepébe esik.
  • Az infravörös csillagászat az infravörös sugárzás észlelésével és elemzésével foglalkozik (ez jellemzően a szilícium félvezető-detektorok észlelési határánál hosszabb hullámhosszokra vonatkozik, kb.1 μm hullámhosszal). A legelterjedtebb eszköz a fényvisszaverő teleszkóp (amit Isaac Newton talált fel a 17. században), de infravörös hullámhosszra érzékeny detektorral. Az űrteleszkópokat bizonyos hullámhosszokon használják, ahol a légkörön nem lehet át látni, vagy a zaj (az atmoszféra hősugárzásának) kiküszöbölésére.
  • A rádiócsillagászat millimétertől dekaméterig terjedő hullámhosszú sugárzást érzékeli. A vevőkészülékek hasonlóak a rádiós műsorok adásánál használtakhoz, de sokkal érzékenyebbek. Lásd még: Rádióteleszkópok.
  • A nagy energiájú csillagászat magában foglalja a röntgencsillagászatot, a gamma-sugárzás-csillagászatot és az extrém UV-csillagászatot.
  • Egy példa a jelenségről

Az okkultációs csillagászat annak a pillanatnak a megfigyelése, amikor az egyik égi objektum eltakarja részben vagy egészben egy másikat. Az olyan megfigyeléseket, ahol egy égitestet egy vonalban takarnak el aszteroidák, használják km pontosságú számításoknál.[1]

Módjai[szerkesztés]

Az elektromágneses sugárzás mellett a modern asztrofizikusok neutrínók, kozmikus sugarak vagy gravitációs hullámok segítségével is végezhetnek megfigyeléseket. Egy forrás több módszerrel történő megfigyelését "multi-messenger" csillagászatnak is nevezik.

Ultra HD fotózás a La Silla Obszervatóriumban[2]

Az optikai és rádiócsillagászat földi obszervatóriumokból is végezhető, mivel a légkör viszonylag átlátszó a detektált hullámhosszokon. Az obszervatóriumok általában nagy tengerszint feletti magasságban helyezkednek el, hogy minimálisra csökkentsék a Föld légköre által okozott elnyelést és torzulást. Az infravörös fény bizonyos hullámhosszait erősen elnyeli a vízgőz, ezért sok infravörös obszervatórium száraz helyen és nagy tengerszint feletti magasságban vagy az űrben található.

A légkör nem átlátszó a röntgencsillagászat, a gamma-csillagászat, az UV-csillagászat és (néhány hullámhosszú "ablakot" leszámítva) a távoli infravörös csillagászat által használt hullámhosszokon, ezért a megfigyeléseket többnyire ballonokból vagy űrobszervatóriumokból kell végezni. Az erős gamma-sugarak azonban az általuk kibocsátott nagy légzáporok miatt észlelhetőek. A kozmikus sugarak tanulmányozása a csillagászat gyorsan bővülő ága.

Fontos tényezők[szerkesztés]

A megfigyelési csillagászat történelmének nagy részében szinte minden megfigyelést a vizuális spektrumban végeztek optikai teleszkópokkal. Míg a Föld légköre viszonylag átlátszó az elektromágneses spektrum ezen részén, a legtöbb teleszkópos megfigyelés továbbra is a látási viszonyoktól és a levegő tisztaságától függ, és általában az éjszakai időre korlátozódik. A látási feltételek a levegő turbulenciájától és hőkülönbségeitől függenek. Azok a helyek, ahol gyakran vannak felhők vagy légköri turbulenciák, korlátozzák a megfigyelések minőségét. Ugyanígy a telihold jelenléte szórt fénnyel megvilágosíthatja az eget, akadályozva a halvány tárgyak megfigyelését.

Naplemente a Mauna Kea obszervatóriumok felett

Megfigyelési célból az optikai teleszkóp legmegfelelőbb helye kétségtelenül a világűrben van. Ott a teleszkóp anélkül tud megfigyeléseket végezni, hogy a légkör befolyásolná. Jelenleg azonban továbbra is költséges a teleszkópok Föld körüli pályára állítása. Így a következő legjobb helyek bizonyos hegycsúcsok, amelyeken sok a felhőtlen nap, és általában jó a légkör (jó látási viszonyok mellett). A Mauna Kea, a Hawaii és a La Palma sziget csúcsai rendelkeznek ezekkel a tulajdonságokkal, csakúgy, mint kisebb mértékben ezek a szárazföldi helyek: a Llano de Chajnantor, Paranal, Cerro Tololo és La Silla Chilében. Ezek az obszervatóriumok nagy teljesítményű teleszkópok együttesét vonzották magukhoz, összesen sok milliárd (US) dollár befektetéssel.

Az éjszakai égbolt sötétsége fontos tényező az optikai csillagászatban. Az emberek által lakott területek méretének növekedésével az éjszakai mesterséges fény mennyisége is nőtt. Ezek a mesterséges fények szórt háttérvilágítást hoznak létre, amely speciális szűrők nélkül nagyon megnehezíti a halvány csillagászati jelenségek megfigyelését. Néhány helyen, például Arizona államban és az Egyesült Királyságban ez a fényszennyezés csökkentését követelő kampányokhoz vezetett. Az utcai lámpák körüli "kapucnik" használata nemcsak a talaj felé irányuló fény erősségét javítja, hanem az ég felé irányuló fényét is csökkenti.

A légköri hatások (csillagászati jelenségek) súlyosan csökkenthetik a távcső felbontását. Anélkül, hogy a változó légkör elmosódó hatását kijavítanánk, a 15-20 centiméternél nagyobb nyílással rendelkező teleszkópok nem tudják elérni elméleti felbontását látható hullámhosszon. Ennek eredményeként a nagyon nagy teleszkópok használatának elsődleges előnye a továbbfejlesztett fénygyűjtési képesség, amely lehetővé teszi a nagyon halvány magnitúdók megfigyelését. Azonban a felbontási hátrányt az adaptív optika, a Speckle-képalkotás[3] és az interferometrikus képalkotás,[4] valamint az űrteleszkópok alkalmazása kezdték leküzdeni.

Mérési eredmények[szerkesztés]

A csillagászoknak számos megfigyelési eszközük van, amelyek segítségével méréseket végezhetnek az égboltról. Azon objektumok esetében, amelyek viszonylag közel vannak a Naphoz és a Földhöz, közvetlen és nagyon pontos helyzetmérés végezhető távolabbi (és ezáltal közel helyben maradó) háttér előtt. Az ilyen jellegű korai megfigyeléseket a különböző bolygók nagyon pontos pályamodelljeinek kidolgozására, valamint tömegük és gravitációs perturbációjuk meghatározására használták fel. Az ilyen mérések az Uránusz, a Neptunusz és (közvetve) a Pluto bolygók felfedezéséhez vezettek. Ezeken kívül azt is eredményezték, hogy a Merkúr pályáján egy nem létező Vulcanus nevű (törpe)bolygót tévesen feltételeztek, hogy létezik. De Einstein magyarázatát a Merkúr keringésének precessziójára általános relativitáselméletének egyik diadalaként tartják számon, amivel bebizonyította, hogy a Vulcanus nem létezik.

Fejlesztések és változatosság[szerkesztés]

Az ALMA a világ legerősebb teleszkópja az Univerzum szubmilliméteres és milliméteres hullámhosszon történő tanulmányozására.[5]

Az univerzum optikai spektrumban történő vizsgálata mellett a csillagászok egyre gyakrabban tudtak információkat szerezni az elektromágneses spektrum más részein is. A legkorábbi ilyen nem optikai méréseket a Nap termikus tulajdonságairól végezték. A napfogyatkozás során alkalmazott műszerekkel mérhető a Nap koronájának a sugárzása.

Teljesen irányítható rádióteleszkóp Green Bank-ben, Nyugat-Virginia államban

Rádiócsillagászat[szerkesztés]

A rádió hullámok felfedezésével, rádiócsillagászat elkezdett kialakulni, mint új tudományág a csillagászatban. A nagy hullámhosszú rádióhullámok jóval nagyobb gyűjtőedényeket igényeltek a jó felbontású képek elkészítéséhez, majd később a nagyfelbontású apertúraszintézises rádióképek (vagy "rádiótérképek") készítésére alkalmas többtányéros interferométer kifejlesztéséhez vezetett. A mikrohullámú kürtvevő fejlesztése az Ősrobbanással kapcsolatos mikrohullámú háttérsugárzás felfedezéséhez vezetett.[6]

A rádiócsillagászat tovább bővítette lehetőségeit, még rádiócsillagászati műholdakat is használunk olyan interferométerek előállítására, amelyek alapvonala sokkal nagyobb, mint a Föld mérete. A rádióspektrum folyamatosan bővülő más célokra történő felhasználása azonban fokozatosan elnyomja a csillagok halvány rádiójeleit. Emiatt a jövőben a rádiócsillagászatot árnyékolt helyekről, például a Hold túlsó oldaláról végezhetik majd.

Késő 20.-ik századi fejlesztések[szerkesztés]

A huszadik század utolsó részében gyors technológiai fejlődés ment végbe a csillagászati műszerek terén. Az optikai teleszkópok egyre nagyobbak lettek, és adaptív optikát alkalmaztak a légköri elmosódás részbeni kiküszöbölésére. Új teleszkópokat lőttek fel az űrbe, és elkezdték megfigyelni az univerzumot az elektromágneses spektrum infravörös, ultraibolya, röntgen- és gamma-sugárzási szempontokból, valamint megfigyelni a kozmikus sugarakat. Az interferométer csoportosulások hozták létre az első rendkívül nagy felbontású képeket rádiós, infravörös és optikai hullámhosszú rekeszszintézis segítségével.[7] Az olyan pályán keringő műszerek, mint a Hubble Űrteleszkóp, gyors fejlődést hoztak a csillagászati ismeretek terén, és húzóerőként működtek a halvány objektumok látható fényben történő megfigyelésében. A fejlesztés alatt álló új űreszközök remélhetőleg majd közvetlenül megfigyelhetik más csillagok körüli bolygókat, esetleg néhány Földhöz hasonló világot.

Összességében a távcsöveken kívül a csillagászok más eszközöket is elkezdtek használni megfigyelésekre.

Egyéb műszerek[szerkesztés]

A neutrínócsillagászat a csillagászat azon ága, amely neutrínódetektorokkal figyeli meg a csillagászati objektumokat speciális obszervatóriumokban, általában hatalmas földalatti bunkerekben. A csillagokban végbemenő magreakciók és a szupernóva-robbanások nagyon nagy számú neutrínót bocsátanak ki, amelyek közül nagyon keveset észlelhet neutrínóteleszkóp. A neutrínócsillagászatot az optikai teleszkópok számára elérhetetlen folyamatok megfigyelésének lehetősége motiválja, mint például a Nap magjának fúziója.

Gravitációs hullámdetektorok vannak tervezés alatt, amelyek rögzíthetnek olyan eseményeket, mint például a hatalmas objektumok ütközései , mint például neutroncsillagokét vagy fekete lyukakét tudja megfigyelni.[8]

Egyre gyakrabban használnak robot-űrjárműveket a Naprendszer bolygóinak rendkívül részletes megfigyelésére is, így a bolygótudomány területe mára jelentős átfedéseket mutat a geológia és a meteorológia tudományágaival.

Megfigyelő eszközök[szerkesztés]

Skalnaté pleso Obszervatórium, Szlovákia
Dél-Amerika egyik legrégebbi csillagvizsgálója az 1873-ban alapított Quito Astronomical Observatory, amely 12 percre délre található az Egyenlítőtől Quitóban, Ecuadorban. A Quito Csillagászati Obszervatórium az Ecuador Nemzeti Obszervatóriuma, Quito történelmi központjában található, és a National Polytechnic School irányítása alatt áll.[9]

Teleszkópok[szerkesztés]

Amatőr asztrofotózási beállítás egy laptophoz csatlakoztatott automata vezetőrendszerrel

Szinte az összes modern megfigyelőcsillagászat kulcsfontosságú eszköze a távcső. Ez azt a kettős célt szolgálja, hogy több fényt gyűjtsön, hogy a nagyon halvány tárgyak is megfigyelhetők legyenek, illetve a kép felnagyítását, hogy kicsi és távoli tárgyak is megfigyelhetők legyenek. Az optikai csillagászathoz olyan teleszkópokra van szükség, amelyeknek alkatrészei nagy pontosságúak. A hajlított tükör csiszolásának és polírozásának tipikus követelményei például, hogy a kúpfelület egy adott hullámhosszú fény töredékén belül legyen. Sok modern „teleszkóp” valójában teleszkóp-egymás után rakásából áll, amelyek együtt dolgoznak, hogy nagyobb felbontást biztosítsanak a rekeszszintézis révén.

A nagyméretű teleszkópok kupolákban vannak elhelyezve, hogy megvédjék őket az időjárástól, és hogy stabilizálják a környezeti feltételeket. Például, ha a hőmérséklet a távcső egyik oldalán eltér a másik oldaltól , akkor a szerkezet alakja megváltozik, mivel a hőtágulás az optikai elemeket kiszorítja a helyükről. Ez befolyásolhatja a képet. Emiatt a kupolák általában fényes fehérek ( titán-dioxid ) vagy festetlen fémek. A kupolákat gyakran naplemente körül nyitják ki, jóval a megfigyelés megkezdése előtt, hogy a levegő keringhessen a teleszkóp körül, és az egész teleszkópot a környezettel azonos hőmérsékletre hozza. A megfigyeléseket befolyásoló szél- és egyéb rezgések elkerülése érdekében bevett gyakorlat, hogy a távcsövet egy betonpillérre szerelik fel, amelynek alapjai teljesen elkülönülnek a környező kupola és épület alapjaitól.

Szinte bármilyen tudományos munka elvégzéséhez a teleszkópoknak képesnek kell lenniük követni a látható égbolton keringő tárgyakat. Más szóval, finoman kompenzálniuk kell a Föld forgását. A számítógéppel vezérelt meghajtómechanizmusok megjelenéséig az általános megoldás az egyenlítői rögzítés volt, és a kis teleszkópoknál még mindig ez a norma. Ez azonban szerkezetileg rossz kialakítás, és a távcső átmérőjének és tömegének növekedésével egyre körülményesebbé válik. A világ legnagyobb egyenlítőire szerelt teleszkópja a 200 hüvelykes (5,1 méteres) Hale teleszkóp, míg a legújabb 8-10 méteres teleszkópok szerkezetileg jobb altazimuth rögzítést használják, és a nagyobb tükrök ellenére fizikailag kisebbek, mint a Hale. 2006-tól kezdődően gigantikus alt-az teleszkópok tervezési projektjei vannak folyamatban: a 30 méteres teleszkóp [1] és a 100 m átmérőjű Overwhelmemingly Large Telescope.[10](nagyon nagy teleszkóp)

Az amatőr csillagászok olyan eszközöket használnak, mint a newtoni reflektor, a refraktor és az egyre népszerűbb Maksutov-teleszkóp.

Fényképezés[szerkesztés]

A fénykép több mint egy évszázadon át kritikus szerepet töltött be a megfigyelő csillagászatban, de az elmúlt 30 évben a képalkotási alkalmazásokban nagyrészt digitális érzékelők, például CCD-k és CMOS- chipek váltották fel. A csillagászat olyan speciális területei, mint a fotometria és az interferometria, sokkal hosszabb ideig használnak elektronikus detektorokat. Az asztrofotózás speciális fényképészeti filmet (vagy általában fényképészeti emulzióval bevont üveglapot) használ, de számos hátránya van, különösen az alacsony, 3%-os kvantumhatékonyság, míg a CCD-k 90% feletti QE-re hangolhatók. keskeny sáv. Szinte minden modern teleszkópműszer elektronikus tömb, és a régebbi távcsöveket vagy utólag szerelték fel ezekkel a műszerekkel, vagy bezárták. Az üveglemezeket még mindig használják bizonyos alkalmazásokban, mint például a földmérés, mert a vegyi fóliával elérhető felbontás sokkal nagyobb, mint bármely eddig megépített elektronikus detektor.

Előnyök[szerkesztés]

A fényképezés feltalálása előtt minden csillagászat szabad szemmel történt. Azonban még azelőtt, hogy a filmek kellően érzékenyek lettek volna, a tudományos csillagászat teljes egészében a filmre költözött, az elsöprő előnyök miatt:

  • Az emberi szem pillanatról pillanatra eldobja a látottakat, de a fényképészeti film egyre több fényt gyűjt, amíg a zár nyitva van.
  • Az így kapott kép állandó, így sok csillagász használhatja ugyanazokat az adatokat.
  • Lehetséges látni a tárgyakat, ahogyan azok idővel változnak (látványos példa az SN 1987A).

Pislogás összehasonlító[szerkesztés]

A pislogó komparátor egy olyan műszer, amellyel két, közel azonos fényképet lehet összehasonlítani, amelyek ugyanarról az égboltrészletről készültek, különböző időpontokban. A komparátor váltakozva világítja meg a két lemezt, és az esetleges változásokat villogó pontok vagy csíkok mutatják. Ezt a műszert aszteroidák, üstökösök és változócsillagok megtalálására használták.

50 cm-es fénytörő távcső a nizzai obszervatóriumban

Mikrométer[szerkesztés]

A helyzet- vagy kereszthuzalos mikrométer egy olyan eszköz, amelyet kettős csillagok mérésére használnak. Ez egy pár finom, mozgatható vonalból áll, amelyek együtt vagy egymástól is elmozdíthatóak. A teleszkóp lencséjét a vonalakon helyezik el, és úgy van pozicionálva huzalok által, hogy pont a két nap elkülönülését figyelje. A mozgatható vezetékeket ezután a két csillagálláshoz igazítják. Ezután a műszeren leolvassák a csillagok elkülönülését, és a műszer nagyítása alapján határozzák meg valódi elkülönülésüket.

Spektrográf[szerkesztés]

A megfigyelő csillagászat létfontosságú eszköze a spektrográf. Az elemek meghatározott hullámhosszúságú fényelnyelése lehetővé teszi a távoli testek sajátos tulajdonságainak megfigyelését. Ez a módszer a hélium elem felfedezését eredményezte a Nap emissziós spektrumában, és lehetővé tette a csillagászok számára, hogy sok információt kiderítsenek távoli csillagokról, galaxisokról és más égitestekről. A spektrumok Doppler-eltolódása (különösen " vöröseltolódása ") szintén használható a Földhöz képesti sugárirányú mozgás vagy távolság meghatározására.

A korai spektrográfok prizmákat használtak, amelyek a fényt széles spektrumra osztották fel. Később kifejlesztették a rácsos spektrográfot, amely a prizmákhoz képest csökkentette a fényveszteséget és nagyobb spektrális felbontást biztosított. A spektrum hosszú expozícióval fényképezhető, ami lehetővé teszi a halvány objektumok (például távoli galaxisok) spektrumának mérését.

A csillagfotometriát 1861-ben kezdték használni a csillagok színeinek mérésére. Ez a technika a csillagok magnitúdóját meghatározott frekvenciatartományokban mérte, lehetővé téve a csillagok általános színének és ezáltal hőmérsékletének meghatározását. 1951-ben egy nemzetközileg szabványosított rendszert. az UBV- nagyságrendet (Ultraviolet- Blue- Visual) fogadtak el.

Fotoelektromos fénymérés[szerkesztés]

A CCD-t használó fotoelektromos fénymérést ma már gyakran használják távcsövön keresztüli megfigyelésekre. Ezek az érzékeny műszerek szinte az egyes fotonok szintjéig képesek rögzíteni a képet, és úgy tervezhetők, hogy a spektrum olyan részein is megtekinthetők legyenek, amelyek a szabad szem számára nem láthatók. Az a képesség, hogy rögzíteni tudjuk kis számú foton érkezését egy bizonyos időn belül, lehetővé teszi a bizonyos fokig a számítógépes korrekciót a légköri hatások által keletkezett hibákban, így élesebbé válik a kép. Több digitális kép is kombinálható a kép további javítása érdekében. Az adaptív optika technológiával kombinálva a képminőség megközelítheti a teleszkóp elméleti felbontási képességét.

A szűrők az objektumok bizonyos frekvenciákon vagy frekvenciatartományokon való megtekintésére szolgálnak. A többrétegű filmszűrők nagyon precízen szabályozhatják az átvitt és blokkolt frekvenciákat, így például a tárgyak egy meghatározott frekvencián láthatók, amelyeket csak a gerjesztett hidrogénatomok bocsátanak ki. A szűrők a fényszennyezés hatásainak részleges kompenzálására is használhatók a nem kívánt fény kizárásával. Polarizációs szűrők használhatók annak meghatározására is, hogy egy forrás polarizált fényt bocsát-e ki, és a polarizáció irányának meghatározására is .

Megfigyelés[szerkesztés]

A La Silla fő platformja teleszkópok széles skálájának ad otthont, amelyekkel a csillagászok felfedezhetik az Univerzumot.[11]

A csillagászok a csillagászati jelenségek széles skáláját figyelhetik meg, beleértve a nagy vöröseltolódású galaxisokat, az AGN-eket, az Ősrobbanás utófényét és sok különböző típusú csillagot és protocsillagot.[12]

Minden objektumra vonatkozóan sokféle adat figyelhető meg. A pozíció koordinátáit behatárolják az objektumot az égen szférikus csillagászat technikáinak használatával, és a nagysága határozza meg a fényerőt, ahogyan a Földről látható. A spektrum különböző részein a relatív fényerő információt szolgáltat az objektum hőmérsékletéről és fizikájáról. A spektrumok fényképei lehetővé teszik az objektum kémiájának vizsgálatát.

A csillagok háttérrel szembeni parallaxis eltolódása felhasználható a távolság meghatározására, egészen a műszer felbontása által megszabott határig. A csillag sugárirányú sebessége és helyzetének időbeli változása (saját mozgása) felhasználható a Naphoz viszonyított sebességének mérésére. A csillag fényerejének ingadozása a csillag légkörének instabilitását, vagy egy rejtőzködő égitest jelenlétét jelzi. A kettőscsillagok pályái segítségével megmérhetjük az egyes kísérők relatív tömegét, vagy a rendszer teljes tömegét. A spektroszkópiai binárisok a csillag és közeli kísérője spektrumának Doppler-eltolódásainak megfigyelésével találhatók meg.

Az egy időben és hasonló körülmények között keletkezett azonos tömegű csillagok jellemzően közel azonos megfigyelt tulajdonságokkal rendelkeznek. A szorosan kapcsolódó csillagok tömegének megfigyelése, például egy gömbhalmazban, lehetővé teszi a csillagtípusok eloszlására vonatkozó adatok összegyűjtését. Ezekből a táblázatokból aztán következtetni lehet az rendszer életkorára.

A távoli galaxisok és AGN-ek esetében a megfigyelések azok alapján készülnek, hogy a galaxisnak milyen az általános alakja és tulajdonsága, valamint a csoportosításról, ahol megtalálható. Bizonyos típusú változó csillagok és ismert fényességű szupernóvák, úgynevezett standard gyertyák megfigyelése más galaxisokban lehetővé teszi a befogadó galaxis távolságának megállapítását. A tér tágulása következtében ezeknek a galaxisoknak a spektruma a távolságtól függően eltolódik, és módosul a galaxis sugárirányú sebességének Doppler-effektusa miatt. A galaxis méretéből és vöröseltolódásából is lehet következtetni a galaxis távolságára. A nagyszámú galaxis megfigyelését vöröseltolódási vizsgálatnak nevezik, és a galaxisformák evolúciójának modellezésére használják.

Jegyzetek[szerkesztés]

  1. Schindler (2017). „Results from a triple chord stellar occultation and far-infrared photometry of the trans-Neptunian object (229762) 2007 UK126”. Astronomy & Astrophysics 600, A12. o. DOI:10.1051/0004-6361/201628620.  
  2. La Silla Poses for an Ultra HD Shoot”, ESO Picture of the Week (Hozzáférés ideje: 2014. április 16.) 
  3. https://g.co/kgs/ADWg6t
  4. https://www.haystack.mit.edu/astronomy/astronomy-projects/interferometric-imaging-algorithms/
  5. Under the Spell of the Magellanic Clouds”, ESO Picture of the Week (Hozzáférés ideje: 2013. április 17.) 
  6. Dicke (1965. július 1.). „Cosmic Black-Body Radiation.”. The Astrophysical Journal 142, 414–419. o. DOI:10.1086/148306. ISSN 0004-637X.  
  7. https://g.co/kgs/oAQoZx
  8. Planning for a bright tomorrow: Prospects for gravitational-wave astronomy with Advanced LIGO and Advanced Virgo. LIGO Scientific Collaboration. (Hozzáférés: 2015. december 31.)
  9. [http://oaq.epn.edu.ec/ The Quito Astronomical Observatory is managed by National Polytechnic School, EPN, official web site.
  10. The ESO 100-m OWL optical telescope concept
  11. The Martian-like Landscape of La Silla. (Hozzáférés: 2015. november 16.)
  12. https://g.co/kgs/phLcJo

Fordítás[szerkesztés]

Ez a szócikk részben vagy egészben az Observational astronomy című angol Wikipédia-szócikk ezen változatának fordításán alapul. Az eredeti cikk szerkesztőit annak laptörténete sorolja fel. Ez a jelzés csupán a megfogalmazás eredetét jelzi, nem szolgál a cikkben szereplő információk forrásmegjelöléseként.

Kapcsolódó szócikkek[szerkesztés]