観測かんそく天文学てんもんがく

出典しゅってん: フリー百科ひゃっか事典じてん『ウィキペディア(Wikipedia)』
キットピーク国立こくりつ天文台てんもんだいのメイオール望遠鏡ぼうえんきょう

観測かんそく天文学てんもんがく(Observational Astronomy)は、理論りろん天文学てんもんがくたいして、データの記録きろく関連かんれんする天文学てんもんがくいち分野ぶんやである。望遠鏡ぼうえんきょうやその機器ききもちいた天体てんたい観測かんそく実践じっせんである。

科学かがくとしての天文学てんもんがくは、とお宇宙うちゅう性質せいしつ直接的ちょくせつてき実験じっけん不可能ふかのうであることが、いくらかさまたげになる。しかしこれは、膨大ぼうだいりょう恒星こうせい現象げんしょう観測かんそく結果けっかがあることで部分ぶぶんてき緩和かんわされる。これにより、観測かんそくデータをグラフにプロットすることが可能かのうとなり、一般いっぱんてき傾向けいこうみちびかれる。変光星へんこうせいひとし特定とくてい現象げんしょうちかくのれいは、よりとお場所ばしょでの現象げんしょういを推測すいそくするのにもちいられる。

望遠鏡ぼうえんきょう[編集へんしゅう]

ガリレオ・ガリレイは、そら望遠鏡ぼうえんきょうけ、観測かんそく結果けっか記録きろくした最初さいしょ人物じんぶつとしてられている。それ以来いらい観測かんそく天文学てんもんがくは、望遠鏡ぼうえんきょう技術ぎじゅつ発達はったつにより着実ちゃくじつ進展しんてんしてきた。

観測かんそく天文学てんもんがく伝統でんとうてき分類ぶんるいは、観測かんそくもちいた電磁波でんじは周波数しゅうはすうる。

光学こうがく天文学てんもんがく電波でんぱ天文学てんもんがくは、その波長はちょうでは大気たいき比較的ひかくてき透明とうめいであるため、地上ちじょう天文台てんもんだいおこなわれる。天文台てんもんだいは、地球ちきゅう大気たいきによる吸収きゅうしゅうゆがみを最小限さいしょうげんにするため、通常つうじょう標高ひょうこうたか場所ばしょ設置せっちされる。赤外線せきがいせん領域りょういき周波数しゅうはすうは、水蒸気すいじょうきにかなり吸収きゅうしゅうされるため、赤外線せきがいせん天文台てんもんだいおおくは乾燥かんそう標高ひょうこうたか場所ばしょ、または宇宙うちゅう設置せっちされる。

Xせん天文学てんもんがくガンマ線がんません天文学てんもんがく紫外線しがいせん天文学てんもんがくとお赤外線せきがいせん天文学てんもんがくもちいられる波長はちょうでは、いくつかの波長はちょうの「まど」をのぞき、大気たいき不透明ふとうめいである。そのため、観測かんそくはバルーンをもちいるか宇宙うちゅうおこな必要ひつようがある。しかし、強力きょうりょくガンマ線がんませんは、だい規模きぼ空気くうきシャワーとして検出けんしゅつされ、宇宙うちゅうせん研究けんきゅう天文学てんもんがくでも急速きゅうそく発展はってんする分野ぶんやである。

光学こうがく望遠鏡ぼうえんきょう[編集へんしゅう]

観測かんそく天文学てんもんがく歴史れきしのほとんどにおいて、ほぼすべての観測かんそく光学こうがく望遠鏡ぼうえんきょうもちいて可視かしこう領域りょういきおこなわれた。地球ちきゅう大気たいきはこの波長はちょうでは比較的ひかくてき透明とうめいであるが、望遠鏡ぼうえんきょうによる観測かんそくのほとんどは、シーイング条件じょうけん大気たいき透明とうめい依存いぞんし、通常つうじょう夜間やかんかぎられる。シーイングの条件じょうけんは、大気たいきちゅうらんながれねつ変動へんどう依存いぞんする。くもらんりゅう発生はっせいおお地域ちいきでは、観測かんそく解像度かいぞうど制限せいげんされる。満月まんげつ反射はんしゃこうそらかがやかせるのと同様どうように、くら天体てんたい観測かんそくにはさまたげとなる。

観測かんそく目的もくてきには、光学こうがく望遠鏡ぼうえんきょうにとって最適さいてき場所ばしょ間違まちがいなく宇宙うちゅう空間くうかんである。宇宙うちゅう空間くうかんでは、望遠鏡ぼうえんきょう大気たいき影響えいきょうけることなく観測かんそくができる。しかし、現在げんざい軌道きどう望遠鏡ぼうえんきょうげるには多額たがく費用ひようがかかるため、次善じぜん場所ばしょとして、くもりのすくなく大気たいき状態じょうたい山頂さんちょう設置せっちされる。マウナケアラ・パルマ山頂さんちょうはそのような条件じょうけんそなえ、また、かずすくないが内陸ないりくにもこのような場所ばしょはあり、チリにはチャナントール天文台てんもんだいパラナル天文台てんもんだいセロ・トロロひろしべい天文台てんもんだいラ・シヤ天文台てんもんだいひとしがある。これらの場所ばしょには、開発かいはつすうじゅうおくドルもようするような強力きょうりょく望遠鏡ぼうえんきょうあつまっている。

夜空よぞらくらさは、光学こうがく天文学てんもんがくにとって重要じゅうよう要素ようそである。まち人口じんこうおお地域ちいき拡大かくだいともない、よる人工じんこうこうりょうえている。このような人工じんこうこう希薄きはく背景はいけいこうとなり、くら天体てんたい観測かんそく非常ひじょうむずかしくする。アリゾナしゅうイギリスでは、このようなひかりがい削減さくげんうったえるキャンペーンがおこなわれている。街灯がいとうおおいをかぶせることは、地面じめんかうひかりりょうやすだけではなく、そらかうひかりらす効果こうかつ。

大気たいき効果こうかは、望遠鏡ぼうえんきょう解像度かいぞうどおおきく低下ていかさせる。大気たいきによるぼやけ効果こうか補正ほせいなしには、口径こうけい15から20㎝以上いじょう望遠鏡ぼうえんきょうは、可視かしこう波長はちょうでの理論りろんてき解像度かいぞうど達成たっせいできない。結果けっかとして、ちょうだい口径こうけい望遠鏡ぼうえんきょうもちいる一番いちばん利点りてんは、あつまりこう容量ようりょう増大ぞうだいにより非常ひじょうくら天体てんたい観測かんそくできることである。しかし、補償ほしょう光学こうがくスペックル・イメージング開口かいこう合成ごうせいひとし技術ぎじゅつにより、解像度かいぞうど低下ていか克服こくふくされはじめている。

天文学てんもんがくしゃは、天体てんたい観測かんそくするための様々さまざま観測かんそく機器ききっている。太陽たいよう地球ちきゅう比較的ひかくてきちか天体てんたいには、よりとお背景はいけいたいして、直接的ちょくせつてき非常ひじょう正確せいかく位置いち天文学てんもんがくもちいることができる。この初期しょき観測かんそくは、いくつかの惑星わくせい非常ひじょう正確せいかく軌道きどうモデルをつくるのにもちいられ、またそれらの相対そうたい質量しつりょう重力じゅうりょくによる摂動せつどう決定けっていした。またそのような測定そくていは、天王星てんのうせい海王星かいおうせい、そして間接かんせつてきではあるが冥王星めいおうせい発見はっけん寄与きよし、間違まちがってはいたが、水星すいせい軌道きどう内側うちがわバルカン存在そんざいすることを予測よそくした。

その機器きき[編集へんしゅう]

可視かしこう領域りょういきほかに、電磁波でんじはべつ領域りょういきからられる情報じょうほうえてきた。そのような測定そくてい最初さいしょのものは、太陽たいようねつてき性質せいしつについておこなわれ、日食にっしょくときコロナからの放出ほうしゅつ測定そくていおこなわれた。

電波でんぱ発見はっけんともない、天文学てんもんがくあたらしい分野ぶんやとして電波でんぱ天文学てんもんがくまれた。なが波長はちょう電波でんぱは、解像度かいぞうど画像がぞうるためによりおおきなしゅうこうアンテナを必要ひつようとし、のちこう解像度かいぞうど合成ごうせい開口かいこう画像がぞうるためのふくアンテナ干渉かんしょうけい開発かいはつつながった。マイクロ受信じゅしん開発かいはつは、ビッグバン関係かんけいする宇宙うちゅうマイクロ背景はいけい放射ほうしゃ発見はっけんみちびいた。

電波でんぱ天文学てんもんがくは、地球ちきゅうおおきさよりもおおきい干渉かんしょうけいつくるための電波でんぱ天文てんもん衛星えいせいはるか活用かつようとうでさらにその範囲はんい拡大かくだいした。しかし、べつ目的もくてきへの電波でんぱ利用りよう拡大かくだいにより、恒星こうせいからの電波でんぱのシグナルは徐々じょじょよわくなっており、将来しょうらい電波でんぱ天文学てんもんがくは、つきうらのような電波でんぱから保護ほごされた場所ばしょおこなわれるようになるかもしれない。

20世紀せいきまつには、天文てんもん機器きき技術ぎじゅつ急速きゅうそく発達はったつした。光学こうがく望遠鏡ぼうえんきょうはさらにおおきくなり、また補償ほしょう光学こうがく採用さいようすることで大気たいきのぼやけをおさえている。宇宙うちゅう設置せっちされる望遠鏡ぼうえんきょう出現しゅつげんし、赤外線せきがいせん紫外線しがいせん、Xせんガンマ線がんません観測かんそくおこなっている。干渉かんしょうけいアレイは、電波でんぱ赤外線せきがいせん可視かしこう波長はちょうで、非常ひじょう解像度かいぞうどたか画像がぞう生成せいせいした。ハッブル宇宙うちゅう望遠鏡ぼうえんきょうのような軌道きどうじょう望遠鏡ぼうえんきょうは、非常ひじょうくら天体てんたい可視かしこう領域りょういき観測かんそくし、天文学てんもんがくについての知見ちけん急速きゅうそくやしている。開発かいはつちゅうあたらしい宇宙うちゅう望遠鏡ぼうえんきょうは、太陽系たいようけいがい惑星わくせい直接ちょくせつ観測かんそくすることが期待きたいされている。

望遠鏡ぼうえんきょう以外いがい機器きき[編集へんしゅう]

ニュートリノ天文学てんもんがくは、通常つうじょう巨大きょだい地下ちかタンクであるニュートリノ検出けんしゅつもちいて天体てんたい観測かんそくする天文学てんもんがくいち分野ぶんやである。恒星こうせい超新星ちょうしんせいなかでの原子核げんしかく反応はんのうは、大量たいりょうのニュートリノを発生はっせいさせ、そのうちのごくわずかがニュートリノ検出けんしゅつによって検出けんしゅつされる。ニュートリノ天文学てんもんがくは、太陽たいようかくひとし光学こうがく望遠鏡ぼうえんきょうでは観測かんそくできない過程かてい観測かんそく目的もくてき発展はってんした。

重力じゅうりょく検出けんしゅつは、中性子星ちゅうせいしせいひとしだい質量しつりょう天体てんたい衝突しょうとつとう事象じしょうとらえるために開発かいはつされた。太陽系たいようけい惑星わくせい詳細しょうさい観測かんそく宇宙うちゅう探査たんさもちいることもえており、惑星わくせい科学かがく分野ぶんやは、地質ちしつがく気象きしょうがく分野ぶんやかさなってきている。

観測かんそく機器きき[編集へんしゅう]

ほぼすべての近代きんだい観測かんそく天文学てんもんがく主要しゅよう機器きき望遠鏡ぼうえんきょうである。望遠鏡ぼうえんきょうひかりあつめ、非常ひじょうくら天体てんたいえるようにし、またちいさくとお天体てんたい拡大かくだいする。光学こうがく天文学てんもんがくは、非常ひじょう精度せいどたか光学こうがく部品ぶひん必要ひつようとする。たとえば、がったかがみつくるために、その表面ひょうめんひかり波長はちょう程度ていど以内いないゆがみになるようにみが必要ひつようがある。近代きんだいの「望遠鏡ぼうえんきょう」のおおくは、実際じっさいは、その解像度かいぞうどわせて開口かいこう合成ごうせいつくるために協調きょうちょうしてうご一連いちれん望遠鏡ぼうえんきょうから構成こうせいされている。

おおきな望遠鏡ぼうえんきょうは、気候きこうからまもるためおよ観測かんそく条件じょうけん安定あんていさせるためにドームに格納かくのうされる。たとえば、望遠鏡ぼうえんきょうりょうはし温度おんどことなるとねつ膨張ぼうちょうのために構造こうぞう変化へんかし、光学こうがく素子そし位置いちえ、ぞう影響えいきょうあたえる。このため、ドームは通常つうじょうあかるい白色はくしょく酸化さんかチタン(IV))または塗装とそう金属きんぞくである。ドームは、空気くうき循環じゅんかんし、望遠鏡ぼうえんきょう全体ぜんたいまわりとおな温度おんどになるように、観測かんそくはじまるずっとまえ夕方ゆうがたごろひらかれる。ふうやその震動しんどうけるため、まわりのドームや建物たてものとはべつのコンクリートの基礎きそてられるのが一般いっぱんてきである。

ほとんどの観測かんそくでは、ぜんてん横切よこぎ天体てんたい望遠鏡ぼうえんきょう追跡ついせきする必要ひつようがある。いいかえると、地球ちきゅう自転じてん影響えいきょうなめらかに補償ほしょうする必要ひつようがある。コンピュータによる制御せいぎょ出現しゅつげんまでは、一般いっぱん赤道あかみちただしもちいられており、ちいさな望遠鏡ぼうえんきょうでは現在げんざいでも使つかわれている。しかし、構造こうぞうてき貧弱ひんじゃく設計せっけいであり、望遠鏡ぼうえんきょう直径ちょっけいおもさがすにつれて邪魔じゃまになってきた。赤道あかみちただしそなえた世界せかいもっとおおきな望遠鏡ぼうえんきょうは、5.1mのヘール望遠鏡ぼうえんきょうであるが、最近さいきんの8から10mの望遠鏡ぼうえんきょうは、構造こうぞうてきによりすぐれた経緯けいいもちいている。2006ねん時点じてんで、Thirty Metre Telescopeや直径ちょっけい100mのOWL望遠鏡ぼうえんきょうひとし巨大きょだい経緯けいい望遠鏡ぼうえんきょう設計せっけいプロジェクトが進行しんこうしている。

アマチュア天文学てんもんがくしゃは、ニュートン望遠鏡ぼうえんきょう反射はんしゃ望遠鏡ぼうえんきょうひとしもちいるが、最近さいきんマクストフ望遠鏡ぼうえんきょう利用りようえてきた。

かず世紀せいきわたって、写真しゃしん観測かんそく天文学てんもんがく重要じゅうよう役割やくわりたしてきた。しかし、最近さいきん30ねんでは、CCDCMOSひとしのデジタルセンサによる撮像さつぞう装置そうちわっている。測光そっこうほう干渉かんしょうほう分野ぶんやでは、さらにながあいだ電子でんし検出けんしゅつもちいてきた。天体てんたい写真しゃしんには、特別とくべつ写真しゃしんフィルムもちいられるが、CCDの90%以上いじょうたいして、やく3%というひく量子りょうしおさむりつひとし様々さまざま欠点けってんがある。近代きんだいのほぼすべての望遠鏡ぼうえんきょう電子でんしアレイである。化学かがくフィルムの解像度かいぞうど電子でんし検出けんしゅつよりもいため、サーベイとう特定とくてい目的もくてきのためには、ガラスばんいまだにもちいられている。

写真しゃしん発明はつめいまえには、すべての天文学てんもんがく裸眼らがんおこなわれた。しかし、フィルムの感度かんど十分じゅうぶんたかくなるまえに、圧倒的あっとうてき利点りてんのために、天文学てんもんがく全体ぜんたいがフィルムに移行いこうした。

  • 人間にんげん瞬間しゅんかん現象げんしょうてるが、写真しゃしんフィルムはシャッターがひらいている期間きかんひかりあつめる。
  • 撮影さつえいした画像がぞうはずっとのこるため、おおくの天文学てんもんがくしゃおなじデータをもちいることができる。
  • 経時きょうじてき変化へんかする天体てんたい観測かんそくすることができる(SN 1987Aひとし)。

ブリンクコンパレータは、そらおな領域りょういきべつ時間じかん撮影さつえいした 、2まい写真しゃしん比較ひかくするのにもちいられる機器ききである。コンパレータは、2まいのプレートを交互こうごえ、あかるさのことなるてん点滅てんめつするてんすじとしてあきらかにする。この機器ききは、小惑星しょうわくせい彗星すいせい変光星へんこうせい発見はっけんするのにもちいられる。

マイクロメータは、じゅうほし測定そくていするのにもちいられる道具どうぐである。一緒いっしょにまたは独立どくりつしてうご一対いっついせんから構成こうせいされている。望遠鏡ぼうえんきょうのレンズはこのたいれつつくり、恒星こうせい分離ぶんりかくおな角度かくどのワイヤをもちいて方向ほうこうわせられる。可動かどうワイヤはその、2つの恒星こうせいわせて調整ちょうせいされ、しん分離ぶんりかくまれる。

分光ぶんこうは、観測かんそく天文学てんもんがく不可欠ふかけつ機器ききである。元素げんそによる特定とくてい波長はちょうひかり吸収きゅうしゅうは、観測かんそくされるとお天体てんたい特性とくせい調しらべることを可能かのうにする。これにより、太陽たいよう放出ほうしゅつスペクトルからヘリウム発見はっけんされ、とお恒星こうせい銀河ぎんが、その天体てんたいについておおくの情報じょうほうられた。スペクトルのドップラーシフトとくあか方偏かたへんうつり)は、視線しせん運動うんどう地球ちきゅうからの距離きょり決定けっていするのにもちいられる。

初期しょき分光ぶんこうとしては、ひかり幅広はばひろいスペクトルにけるプリズムもちいられていた。のちに、プリズムにくらべてひかりの喪失そうしつりょうすくない回折かいせつ格子こうし開発かいはつされ、スペクトル解像度かいぞうど向上こうじょうした。スペクトルはちょう露光ろこう撮影さつえいすることができ、とお銀河ぎんがとうくら天体てんたいのスペクトルの測定そくてい可能かのうとした。

いろ指数しすう測定そくていする手段しゅだんとして、1861ねんから天体てんたい測光そっこうほうもちいられるようになった。この技術ぎじゅつは、特定とくてい周波数しゅうはすう範囲はんい恒星こうせい等級とうきゅう測定そくていすることで、全体ぜんたいいろ、そして恒星こうせい温度おんど決定けっていすることを可能かのうとした。1951ねんまでに、国際こくさい標準ひょうじゅんとしてUVB等級とうきゅう採択さいたくされた。

現在げんざいは、CCDをもちいたひかりでん測光そっこうほう観測かんそくにしばしばもちいられている。このような感度かんど機器ききは、個々ここ光子こうしちかあかるさやではえないスペクトルまで記録きろくすることができる。なが時間じかん到達とうたつする数個すうこ光子こうし記録きろくできることで、大気たいき効果こうかをある程度ていどコンピュータで補正ほせいすることが可能かのうとなり、解像度かいぞうど向上こうじょうさせることができた。さらに解像度かいぞうど向上こうじょうさせるために、複数ふくすうのデジタル画像がぞう結合けつごうすることもできる。補償ほしょう光学こうがくわせると、画質がしつ望遠鏡ぼうえんきょう理論りろんてき解像度かいぞうどちかづけることができる。

特定とくてい周波数しゅうはすうまた周波数しゅうはすう領域りょういき天体てんたい観測かんそくには、光学こうがくフィルターもちいられる。多層たそうフィルムのフィルターは、周波数しゅうはすう透過とうか阻害そがい非常ひじょう正確せいかく制御せいぎょできるため、たとえば励起れいきした水素すいそ原子げんしからの特定とくてい周波数しゅうはすうのみを放出ほうしゅつする天体てんたい観測かんそくすることができる。またフィルターを使つかって、ひかりがい効果こうか部分ぶぶんてき補正ほせいすることもできる。へんこうフィルターは、光源こうげんへんこう放出ほうしゅつしているか、またそのへんこう方向ほうこうたしかめるためにもちいられる。

観測かんそく[編集へんしゅう]

天文学てんもんがくしゃは、こうあか方偏かたへんうつり銀河ぎんが活動かつどう銀河ぎんがかく、ビッグバンのざんこう様々さまざま種類しゅるい恒星こうせい原始げんしぼしひとしおおくの種類しゅるい天体てんたい観測かんそくする。

それぞれの天体てんたいについて、様々さまざま種類しゅるいのデータがあつめられる。天体てんたい位置いち座標ざひょう決定けっていには球面きゅうめん天文学てんもんがく技術ぎじゅつもちいられ、等級とうきゅう地球ちきゅうからあかるさをめる。スペクトルのことなる部分ぶぶんでの相対そうたい光度こうどは、天体てんたい温度おんどについての情報じょうほうあたえる。スペクトルの写真しゃしん使つかうと、天体てんたい化学かがく組成そせいかる。

背景はいけいたいする恒星こうせい視差しさ変化へんかは、恒星こうせいまでの距離きょりもとめるのに使つかわれる。恒星こうせい視線しせん速度そくど経時きょうじてき位置いち変化へんか固有こゆう運動うんどう)は、太陽たいようたいする速度そくど測定そくていするのにもちいられる。恒星こうせい光度こうど変化へんかは、恒星こうせい大気たいき不安定ふあんていせい証拠しょうこまたはともぼし存在そんざいしめす。れんぼし軌道きどうは、それぞれの恒星こうせい相対そうたい質量しつりょうまたは合計ごうけい質量しつりょう測定そくていするのにもちいられる。分光ぶんこうれんぼしは、恒星こうせいきん接伴せっぱんぼしのスペクトルのドップラーシフトを観測かんそくすることで発見はっけんされる。

同時どうじ生成せいせいし、おなじような環境かんきょうにあるおな質量しつりょう恒星こうせいは、観測かんそくじょう特徴とくちょう傾向けいこうにある。球状きゅうじょう星団せいだんのように密接みっせつ関連かんれんした恒星こうせい質量しつりょう観測かんそくは、恒星こうせい種類しゅるい分布ぶんぷ構築こうちくするデータを提供ていきょうする。

とお銀河ぎんが活動かつどう銀河ぎんがかく観測かんそくは、全体ぜんたいてきかたち性質せいしつぞくする銀河ぎんがだんひとしあきらかにする。べつ銀河ぎんが存在そんざいするあるしゅ変光星へんこうせい光度こうど既知きち超新星ちょうしんせいは、標準ひょうじゅん光源こうげんとされ、ぞくする銀河ぎんがまでの距離きょり推測すいそくするがかりとなる。宇宙うちゅう膨張ぼうちょうにより、とお銀河ぎんがのスペクトルは距離きょりおうじてへんうつし、銀河ぎんが視線しせん速度そくどのドップラー効果こうかによって変化へんかする。銀河ぎんがおおきさとあか方偏かたへんうつりは、銀河ぎんがまでの距離きょり推測すいそくするのにもちいられる。多数たすう銀河ぎんが観測かんそくあか方偏かたへんうつりサーベイとばれ、銀河ぎんが形成けいせい進化しんかのモデルもちいられる。

関連かんれん項目こうもく[編集へんしゅう]