천체의 관측방법

천체 관측의 목적, 종류에 따라서 망원경은 여러가지 쓰임새를 가집니다. 또 목적에 따른 각종 관측 장치가 필요합니다.

천체의 위치는 천구 면에 붙은 좌표계(각도)으로 나타내며, 거리는 따로 결정합니다. 기본이 되는 것은 적도 좌표계에서 적경, 적위로 나타납니다. 천정은 연직선에서 결정합니다. 하늘의 북극은 주극성 상향 및 하향 자오선 통과를 관측하고 결정합니다. 춘분점은 태양 및 태양계 천체를 관측하고 결정합니다. 천체 위치의 절대 측정의 안목은 시차와 고유 운동의 측정입니다. 퀘이사는 멀리 있기 때문에 연주 시차, 고유 운동 모두 제로 있다고 가정할 수 입니다. VLBI의 진보에 의해서 전파에 의한 퀘이사의 위치 측정이 절대 좌표계의 기준이 되고 있습니다. 더 어두운 별의 위치는 사진에 담아서 건판 또는 CCD상 위치를 자오 고리 등으로 정확히 잰 표준성의 위치에서 상대적으로 측정됩니다.

 

탐사 혹은 소천 관측에서는 하늘 전체 혹은 넓은 하늘 지역을 조사하는 것이 필요하므로 밝은 광학계 그리고 널리 사야을 가진 슈미트 카메라가 사용됩니다. 슈미트 카메라에서는 약 40센티미터 모퉁이의 건판을 쓰고 하늘의 6번 사방의 호시노가 찍을 수 있습니다. 탐사를 위해서는 거기에 나오는 천체 중에서 목적으로 하는 종류의 천체를 골라내어 위치, 밝기, 형상 등을 재빠르게 측정할 필요가 있습니다.

스펙트럼의 탐사에는 예를 들어 슈미트 카메라에 대물 프리즘을 달아 촬영 합니다. 이렇게 하면 거기에 나오는 천체의 스펙트럼이 한꺼번에 얻을 수 있습니다. 대물 프리즘은 어두운 천체까지 저 분산 스펙트럼을 얻는 데 적합하지만 선의 정확도는 의존적입니다. 각각의 천체의 고 분산 스펙트럼은 큰 망원경에 슬릿 분광기를 장착하고 관측합니다. 분광기에는 회절 격자 분광기 외, 특히 높은 분해능을 필요로 할 때에는 하부리 페로 간섭계와 푸리에 간섭 분광기 등도 이용됩니다.

 

천문학의 진보와 함께 관측 대상은 별에서도 은하에서도 더 어두운 천체로 향합니다. 혹은 거꾸로 미광 천체의 더 정밀한 관측 결과로부터 천문학의 진보가 가져다 해도 과언이 아닙니다. 희미한 빛으로부터 정보를 얻는 데, 대 구경 거울의 집광력이 필요합니다. 수집한 빛을 분광, 측광, 변광 또는 편광(자기장 측정)등 목적에 따라서 다방면에서 측정해서 그 천체 또는 천체 현상의 본질이 연구됩니다. 빛의 영역뿐만 아니라 X선에서 전파까지 모든 파장 영역에서 대 구경화는 필요하며 그것들을 종합하며 처음으로 우주의 보다 완전한 묘사를 얻을 수 있습니다. 그리고 이것 없이는 천문학의 건전한 발전하기 어렵습니다.

미광 천체의 관측에는 하늘이 어두운 것이 필요하지만, 문명의 발달과 함께 밤하늘은 빠르게 밝아졌습니다. 희미한 빛의 별은 인공 빛에 묻혀서 안 보이게 됩니다.