Astronomical Observation - Tentai Kansoku

Japanese: 天体観測 - てんたいかんそく

It refers to the act of measuring the position, distance, movement, physical state, etc. of celestial bodies, either directly with the naked eye or using instruments such as telescopes, photometers, and spectroscopes, in order to obtain research data about celestial bodies and the universe.

[Yasumasa Yamashita]

Characteristics of modern astronomical observations

Astronomical research begins with the observation of various celestial bodies and phenomena. A distinctive feature of modern astronomy is the availability of a wide range of information across a wide wavelength range, from gamma rays and X-rays to ultraviolet light, visible light, infrared light, and even radio waves. Until the 1940s, astronomical observations were mostly limited to the light range. After World War II, radio astronomy and then infrared astronomy were pioneered. These were largely due to advances in electronics. X-ray astronomy and ultraviolet astronomy were also pioneered. These short-wavelength electromagnetic waves do not penetrate the Earth's atmosphere, so observations must be made outside the atmosphere. Recent space developments have made a major contribution to this field, as well as to observations of the long-wavelength infrared range known as far-infrared.

Modern astronomical observations have revealed many things. Stars are dense gas masses with surface temperatures ranging from several thousand to tens of thousands of K. Stars mainly shine in the optical range, but high-temperature stars emit ultraviolet light and low-temperature stars emit infrared light. There is high-temperature, low-density gas in space, which is ionized and in a plasma state. Such gas emits radio waves and X-rays. Low-temperature interstellar gas is condensed into solid particles and glows in the infrared range. Even a single star shows various aspects in each observed wavelength range depending on its temperature-density structure. For example, the sun we normally see is the sun seen in light, which is called the photosphere and has a temperature of about 6000 K, but outside of it there is a corona that reaches temperatures of several million to tens of millions of K, which emits radio waves and X-rays, and there is also a flow of gas called the solar wind along the magnetic field lines that open outward from the sun.

[Yasumasa Yamashita]

Types of astronomical observation

Astronomical observations can be roughly divided into the following categories depending on what is being observed:

(1) Positional observation: Measuring the precise positions of various celestial bodies on the celestial sphere. This provides basic data on celestial bodies and is also fundamental material for the kinematic research of celestial bodies.

(2) Observation of fine structures A variety of objects are observed, including solar surface phenomena, patterns on planetary surfaces, double stars, the breakdown of star clusters into stars, and the structure of distant galaxies.

(3) Photometric Observation: Observation of the brightness and color of celestial objects. Observation of time-varying phenomena, such as variable stars, is particularly important. The color of a star, through its energy distribution in the continuous spectrum, indicates its temperature and the amount of interstellar absorption in the galaxy.

(4) Spectroscopic Observation: Observing the absorption or emission line spectra of various celestial bodies. Analysis of a star's line spectrum can reveal the atmospheric structure and chemical composition of the star. In the case of globular clusters and galaxies, it can reveal the types of stars they are made up of. From the wavelength shift of the line spectrum, the radial velocity can be determined through the Doppler effect.

(5) Exploration and discovery of new celestial bodies: Discovery of sudden phenomena such as comets, novae, and supernovae, or discovery of celestial bodies that have not been investigated in the past because of their faint light. In order to find celestial bodies that may appear anywhere, a wide-field telescope such as a Schmidt camera is necessary.

In reality, studying a celestial body or phenomenon requires observations from multiple angles.

[Yasumasa Yamashita]

Differences between observations and experiments

Astronomy is a field of natural science. In natural science, experiments as abstractions of natural phenomena and the deductive derivation of laws play an important role. However, the phenomena that astronomy deals with cannot be experimented on in a controlled environment, nor can they be repeatedly performed. Astronomical observations are by their very nature records of the sky at the time of observation. A 100-year-old astronomical photograph is a record of 100 years ago, and yesterday's observations are a record of yesterday. When a new celestial body or a new celestial phenomenon is discovered, records allow us to investigate it retroactively. Furthermore, no matter how complex a phenomenon may be, it is the destiny of astronomical research to repeatedly observe from multiple angles to unravel the complexities and investigate the essence of the phenomenon.

[Yasumasa Yamashita]

History of the development of astronomical observation

The progress of astronomical observation is largely due to the development of telescopes and detectors. From X-rays to radio waves, different telescopes and detectors are used for each region, and they are not common. This is because the interaction between electromagnetic waves and matter differs for each wavelength (energy).

[Yasumasa Yamashita]

telescope

The optical telescope was invented in the Netherlands in 1608, but it was Galileo who first used it to observe the heavens in 1609. The objective lens of a refracting telescope is a convex lens. The objective lens of early refracting mirrors was a single lens, which had a large chromatic aberration. This means that the focal position differs depending on the color, and the image becomes colored and blurred. The first method used to reduce chromatic aberration was to increase the focal length, as seen in the long telescopes of Huygens in the late 17th century and Cassini, who discovered the gaps in Saturn's rings.

The reflecting telescope was invented by Newton and uses a concave mirror as the objective mirror. Reflecting telescopes do not have chromatic aberration. The reflecting telescopes made by Herschel and Lord Rosse (W. Parsons) in the 18th and 19th centuries had apertures of 120 to 180 centimeters. These reflecting mirrors were made of a special alloy called speculum, and had the disadvantage that their reflectivity decreased over time, requiring the mirror surface to be repolished.

Chromatic aberration in lenses was overcome with the invention of achromatic lenses using two types of glass. Many large-aperture refracting telescopes were constructed in the second half of the 19th century. The pinnacles of these were the 90-cm and 101-cm refracting telescopes at Lick Observatory and Yerkes Observatory in the United States. However, no telescopes with larger apertures have been built due to the difficulty of obtaining the homogeneous large-aperture glass material required for light to pass through the lens, and the rapid increase in absorption within the lens as the lens becomes thicker.

Today's large telescopes are reflecting telescopes. At the end of the 19th century, a technology was developed to chemically precipitate silver on glass to create a reflective surface with high reflectivity, and reflecting telescopes were revived. If the reflectivity decreases, the old silver can be chemically removed and the telescope resilvered. In the 1930s, a method was developed to vacuum-deposit aluminum on the mirror surface, which not only made the reflective surface last longer, but also significantly improved the reflectivity in the ultraviolet range. The largest telescope, the Keck Telescope at the summit of Mauna Kea in Hawaii (USA), has an aperture of 10 meters, and because it is difficult to manufacture large-diameter mirrors, the primary mirror is made up of 36 hexagonal mirrors. After polishing each mirror, they are adjusted and arranged to create a single mirror surface, making the effective aperture 10 meters; this method is called a segmented mirror. The world's largest monocular telescope is Japan's 8.2-meter Subaru Telescope, completed in 1999 at the Hawaii International Observatory on the summit of Mauna Kea, followed by the 8.2-meter Very Long Telescope (VLT) at the European Southern Observatory in Chile and the 8.0-meter Gemini North Telescope, a joint US-British-Canadian telescope also on Mauna Kea.

The capabilities of a telescope are to collect light from faint objects and to clearly resolve the patterns of distant objects. The former light-gathering power is proportional to the square of the aperture of the primary mirror, which is the light-gathering area, and the latter is called angular resolution, which is determined by the diffraction image caused by the aperture of the primary mirror and is proportional to the aperture of the primary mirror. In other words, the larger the aperture of the primary mirror of a telescope, the brighter and clearer the image that can be obtained. This is why the size of a telescope is expressed by the aperture of the primary mirror, and the history of telescopes is an effort to make the aperture larger. However, in reality, when the aperture of the primary mirror becomes large to a certain extent, the resolution of a ground-based telescope is limited by air turbulence (seeing). Air turbulence occurs in various places, from the upper layers to around the dome and inside the telescope tube. Therefore, it is necessary to select a construction site where the atmosphere is stable up to the upper layers, and to stabilize the star image by considering thermal control inside the dome and telescope tube. When it goes outside the atmosphere, the telescope can obtain its original resolution that is not affected by atmospheric seeing. For this purpose, balloon observations and space telescopes are used. In balloon observations, if the altitude is about 30 kilometers, visible light, near ultraviolet light, and infrared light can be observed with many times more clarity than on the ground. In particular, in the infrared region, the wide range of wavelengths over 100 micrometers is not absorbed by the atmosphere. In this field, reflecting telescopes with an aperture of 30 centimeters to 1 meter are used to conduct photometric and spectroscopic observations of various celestial bodies. X-rays and gamma rays can also be observed sufficiently at a balloon altitude of 30 to 40 kilometers. However, even at such an altitude, background light from the atmosphere above can be a problem. This is particularly noticeable for X-rays and gamma rays, and this is why space telescopes are expected to be developed. One space telescope is the 2.4-meter Hubble Space Telescope, which was launched in 1990. This was the first full-scale space telescope to take clear images from outside the atmosphere without being disturbed by seeing. At first, it had unexpected aberrations, but since it was repaired in 1993, it has been fully demonstrating its performance.

Radio waves have long wavelengths, so diffraction is large, and a significantly larger aperture is required to improve angular resolution. For this reason, multiple radio telescopes are placed at a certain distance apart and used as an interferometer. The angle that can be resolved is inversely proportional to the distance. In recent years, multiple radio telescopes separated by as much as the radius of the Earth have been used as an interferometer (very long baseline interferometry, VLBI), and great results have been achieved.

[Yasumasa Yamashita]

Detector

Until the mid-19th century, astronomical observation was limited to visual observation. In the 19th century, photography was invented, and its application to starry field imaging began around 1850. The results were remarkable, and for example, the number of asteroids discovered in a year rapidly increased in the latter half of the 19th century. This was because it was very effective to detect moving celestial bodies such as asteroids from two dry plates taken at a certain time apart. The advantages of photography are that it is objective, does not vary among individuals, and has excellent preservation properties. Well-processed dry plates can be stored for about 100 years and can be used for remeasurements. These dry plates stored at each observatory are valuable data as a record of the sky of the past. Photographic dry plates have also been widely used in the later development of astronomical spectroscopic observations. The disadvantages of photography are its low quantum efficiency and the fact that the amount of light is not proportional to the blackness of the photograph.

A photocell is a device that converts light into an electric current and measures it. Photocells were first used to measure the brightness of stars in the 1930s, but the invention of the photomultiplier tube led to a dramatic improvement in the accuracy of photometric observations from around 1950. Photocells have the advantages of high quantum efficiency and electric current proportional to the intensity of light, but the disadvantage is that they only have one channel. When trying to measure a widespread celestial object with a photocell, measurements must be made one point at a time.

Solid-state imaging devices were developed and researched to make up for the shortcomings of photography and phototubes. In particular, CCDs (charge-coupled devices) have a quantum efficiency of several tens of percent. They are also widely used in consumer video cameras, and although only relatively small ones could be manufactured at first, large ones comparable to photographs have now been put into practical use. For these reasons, solid-state imaging devices have recently replaced photographs.

Modern astronomical observation is characterized by efforts to gather as much light as possible by increasing the diameter of telescopes, and to utilize the collected light as effectively as possible by developing and improving the performance of detectors such as solid-state image sensors, in order to obtain the maximum amount of information possible from faint light. Such efforts to increase the size of telescopes and develop detectors are being made in all areas, from X-rays to infrared rays and radio waves.

[Yasumasa Yamashita]

Observation method

Telescopes are used in various ways depending on the purpose and type of astronomical observation, and various observation equipment is required depending on the purpose.

The positions of celestial bodies are expressed in a coordinate system (angles) stretched across the celestial sphere, and distances are determined separately. The basis is the equatorial coordinate system, which is expressed in right ascension and declination. The most basic method for measuring the positions of celestial bodies is the meridian circle, which measures absolute positions. The zenith is determined by a vertical line. The north celestial pole is determined by observing the upward and downward meridian passages of circumpolar stars. The vernal equinox is determined by observing the sun and other solar system objects. The main focus of absolute measurements of celestial positions is the measurement of annual parallax and proper motion. Since quasars are far away, both their annual parallax and proper motion can be assumed to be zero. With the advancement of VLBI, the measurement of quasar positions using radio waves has become the basis for the absolute coordinate system. The positions of fainter stars are measured by photographing them and measuring their positions on a dry plate or CCD relative to the positions of standard stars that have been accurately measured using meridian circles or other methods.

In surveys or sky hunting, it is necessary to survey the entire sky or a wide area, and for this purpose a Schmidt camera with a bright optical system and a wide field of view is used. A Schmidt camera uses a dry plate about 40 cm square to photograph a star field of 6 degrees square in the sky. For surveys, it is necessary to select the target type of celestial object from those photographed and quickly measure its position, brightness, shape, etc.

For spectral exploration, for example, an objective prism is attached to a Schmidt camera, which allows the spectrum of the object in the image to be obtained at once. The objective prism is suitable for obtaining low dispersion spectra of even faint objects, but the accuracy of the lines depends on the seeing. High dispersion spectra of individual objects are observed by attaching a slit spectrograph to a large telescope. Spectrographs include diffraction grating spectrographs, as well as Fabry-Perot interferometers and Fourier interferometers when particularly high resolution is required.

As astronomy advances, the focus of observations shifts to fainter objects, whether stars or galaxies. Conversely, it is no exaggeration to say that astronomy advances as a result of more precise observations of faint objects. To obtain information from faint light, the light-gathering power of a large-aperture mirror is necessary, and the collected light is measured from multiple angles depending on the purpose, such as spectroscopy, photometry, photovariation, or polarization (magnetic field measurement), to study the nature of the object or celestial phenomenon. Large apertures are necessary not only in the optical domain, but in all wavelength regions from X-rays to radio waves, and only by combining them can a more complete picture of the universe be obtained. And without this, healthy development of astronomy cannot be expected.

A dark sky is necessary to observe faint celestial bodies, but with the development of civilization, the night sky is rapidly becoming brighter. Faint stars are buried in artificial light and cannot be seen. The purpose of night lighting is to illuminate the earth, and it is one of the missions of a cultured nation to consider the observation environment of astronomical observatories.

[Yasumasa Yamashita]

Amateur astronomy

Amateur observations can make a big contribution to astronomy. This is because celestial observations are records of celestial phenomena that do not repeat at any given time. There are many fields in which amateurs can be active, such as sunspots, variable stars, planetary surfaces, meteors, asteroids, comets, novae, and supernovae. The Japanese archipelago is long from north to south, so if many people cooperate, they can make up for bad weather and obtain continuous, valuable data. Photoelectric photometry devices have been used by amateurs to measure variable stars, and homogeneous, highly accurate data can be obtained by sharing color filters that determine the wavelength range. Amateurs have made a big contribution to the discovery of comets. Also, more and more faint asteroids, novae, and supernovae have been discovered, and this is largely due to the spread of astronomical photography using CCDs. You compare the image with a previous one, but it is a good idea to take two or more photos to check so that you do not mistake scratches on the image for a new object. For amateurs, any object can be observed. It is also good to enjoy the starry sky alone late at night. I recommend the half moon and Saturn's rings as a good place to start. No matter what telescope you use, they offer a thrill that cannot be found in photographs.

[Yasumasa Yamashita]

"Astronomical Observation Seminar" by Masaki Morimoto (1980, Koseisha Kouseikaku)" ▽ "Astronomical Observation Handbook" by Akira Otahara (1995, Seibundo Shinkosha)" ▽ "The Latest Astronomical Observation Classroom by Akira Fujii" by Akira Fujii (2004, Seibundo Shinkosha)

Mauna Kea Observatories
A total of 13 telescopes have been installed by 11 countries on the summit of Mauna Kea, where the air is dry and the weather is often clear, making for good observation conditions. The two domes on the right center of the photo are the Keck Telescope of the California Institute of Technology. To the right of them is the dome of Japan's Subaru Telescope. Hawaii, Hawaii, USA ©National Astronomical Observatory of Japan">

Mauna Kea Observatories

Paranal Observatory
The European Southern Observatory (ESO) facility is located on Mount Paranal at an altitude of 2,600 m in northern Chile. The four large buildings are the domes of the Very Large Telescope (VLT), 8.2 m in diameter. South of Antofagasta, Chile. © J.L.Dauvergne & G. Hüdepohl (atacamaphoto.com)/ESO ">

Paranal Observatory

Hubble Space Telescope
It orbits the Earth at an altitude of about 570 km. It is 13.1 m long and weighs 11 t. The left side is the front, and you can see that the aperture is open. It can observe light from near ultraviolet to visible light and near infrared. ©NASA ">

Hubble Space Telescope

Source: Shogakukan Encyclopedia Nipponica About Encyclopedia Nipponica Information | Legend

Japanese:

直接肉眼によるか、または望遠鏡や測光器、分光器などの器械を使って、天体の位置、距離、運動、物理状態などを測定し、天体と宇宙に関する研究資料を得る行為をさす。

［山下泰正］

現代の天体観測の特徴

天文学の研究は、各種の天体および天体現象の観測から始まる。現代天文学の特徴は、γ(ガンマ)線、X線から紫外線、可視光、赤外線、さらに電波領域まで、広い波長域にわたってさまざまな情報が得られるようになったことである。1940年代までは天文学の観測はほとんど光の領域に限られていた。第二次世界大戦後、電波天文学が、さらに赤外線天文学が開拓された。これらはエレクトロニクスの進歩に負うところが大きい。またX線天文学や紫外線天文学が拓(ひら)かれた。これら短波長の電磁波は地球大気を透過しないので大気外での観測が必要である。この分野および遠赤外とよばれる長波長の赤外域の観測には近年の宇宙開発からの寄与が大きい。

　現代の天体観測は多くのことを明らかにした。恒星は高密度のガス塊で、その表面温度は数千Kから数万Kである。恒星はおもに光の領域で光るが、高温の恒星は紫外線を、低温のものは赤外線を放射する。宇宙には高温、低密度のガスがあって、電離してプラズマ状態になっている。そのようなガスからは電波やX線が放射される。低温の星間ガスは固体微粒子に凝縮していて、赤外域で光る。一つの星でも、その温度―密度構造によって観測波長域ごとにさまざまな様相を見せる。たとえばわれわれが普段に見る太陽は光で見た太陽であり、約6000Kの温度の光球とよばれるものであるが、その外側には数百万K～数千万Kに達するコロナがあり、電波やX線が放射され、さらに太陽から外側に向かって開かれた磁力線に沿って太陽風とよばれるガスの流れがある。

［山下泰正］

天体観測の種類

天体観測は、何を観測するかによって大略次のように分けられる。

(1)位置観測　各種天体の天球上の精密な位置を測定する。これは天体の基礎データであるとともに、天体の運動学的研究の基礎資料である。

(2)微細構造の観測　太陽面現象、惑星面の模様、二重星、星団の星への分解、遠方の銀河の構造など観測対象はさまざまである。

(3)測光観測　天体の明るさおよび色の観測。変光星などのように現象の時間変化の観測はとくに重要である。星の色は連続スペクトルのエネルギー分布を通して、その星の温度および銀河系内における星間吸収の量を表す。

(4)分光観測　各種天体の吸収線あるいは輝線スペクトルを観測する。星の線スペクトルの解析から、その星の大気構造や元素の化学組成がわかる。球状星団や銀河では、どのような星から構成されているかがわかる。線スペクトルの波長偏移からはドップラー効果によって視線速度がわかる。

(5)探査・新天体の発見　彗星(すいせい)、新星、超新星のような突発的現象の発見、あるいは微光のため従来調査が行き届かなかった天体の発見など。どこに現れるかわからない天体をみつけるにはシュミット・カメラのように広写野の望遠鏡が必要である。

　実際には、ある天体、あるいは天体現象を研究しようとすると、多方面からの観測が必要になってくる。

［山下泰正］

観測と実験の違い

天文学は自然科学の一分野である。自然科学では自然現象の抽象化としての実験、演繹(えんえき)化としての法則性を導き出すことが重要な役割を果たす。しかし、天文学で扱う現象は、環境を制御して実験するわけにはいかないし、繰り返して実験するわけにもいかない。天体観測はその観測時点での天空の記録である、という性格をもっている。100年前の天体写真は100年前の記録であり、昨日の観測は昨日の記録である。新天体あるいは新しい天体現象が発見された場合、記録によって過去にさかのぼって調査することができる。また現象がいかに複雑でも、多方面からの観測を繰り返して複雑さを解きほぐし、現象の本質を究明するのが天文学の研究に課せられた宿命である。

［山下泰正］

天体観測の発達史

天体観測の進歩は望遠鏡と検出器の発達に負うところが大きい。X線から電波まで、各領域ごとにそれぞれ別の望遠鏡、検出器が使われ、共通にはならない。これは波長（エネルギー）ごとに電磁波と物質との相互作用が異なるからである。

［山下泰正］

望遠鏡

光の望遠鏡は1608年、オランダで発明されたが、望遠鏡で最初に天体観測を行ったのはガリレイで、1609年のことである。屈折望遠鏡の対物レンズは凸レンズである。初期の屈折鏡の対物レンズは単レンズで、大きな色収差(いろしゅうさ)をもっていた。すなわち色によって焦点位置が異なり、像が色づいてぼける。色収差の軽減のために、まずとられた方法は焦点距離を伸ばすことで、17世紀後半のホイヘンスや、土星の環(わ)の空隙(くうげき)を発見したカッシーニの長大な望遠鏡がそれである。

　反射望遠鏡はニュートンの発明で、対物鏡に凹面鏡を用いる。反射望遠鏡では色収差はない。18～19世紀にハーシェルやロス卿（W・パーソンズ）によってつくられた反射望遠鏡は口径が120～180センチメートルもあったという。これらの反射鏡はスペキュラムという特殊合金でつくられ、年月を経ると反射率が低下し、再度、鏡面を研磨し直さなければならないという欠点があった。

　レンズの色収差は2種類のガラスを用いた色消しレンズの発明によって克服された。そして19世紀後半、多くの大口径屈折望遠鏡が建設された。その頂点にたつものが、アメリカのリック天文台およびヤーキス天文台の90センチメートルと101センチメートルの屈折望遠鏡である。しかし、レンズ中を光が通るために要求される均質な大口径ガラス材を得ることの困難、レンズが厚くなってレンズ内での吸収が急速に増えることのため、これ以上の大口径のものはつくられていない。

　現在の大口径望遠鏡は反射望遠鏡である。19世紀末にガラスに銀を化学沈殿させて高い反射率をもつ反射面をつくる技術が開発されて反射望遠鏡は復活した。反射率が低下すれば古い銀を化学的にはがして再鍍銀(とぎん)すればよい。1930年代には鏡面にアルミニウムを真空蒸着する方法が開発され、反射面は長もちするとともに紫外域の反射率が著しく向上した。最大級の望遠鏡であるハワイ（アメリカ）のマウナ・ケア山頂にあるケック望遠鏡の口径は10メートルで、大口径の鏡は製作困難なため、主鏡は36個の六角形の鏡からなっている。おのおのを研磨した後、1枚の鏡面をつくるように調整して並べることにより有効口径を10メートルにしており、この方式は分割鏡とよばれる。一枚鏡による世界最大の望遠鏡は同じくマウナ・ケア山頂のハワイ国際観測所に1999年に完成した口径8.2メートルの日本のすばる望遠鏡で、次いでチリのヨーロッパ南天天文台の8.2メートル望遠鏡（VLT）、マウナ・ケア山のアメリカ・イギリス・カナダ連合の8.0メートルのジェミニ北望遠鏡である。

　望遠鏡の能力は微光の天体からの光を集めることと、遠方の天体の模様を鮮明に分解して見ることである。前者の集光力は集光面積である主鏡の口径の2乗に比例し、後者は角分解能とよばれ、主鏡口径による回折像で決まり、主鏡の口径に比例する。すなわち望遠鏡の主鏡の口径が大きいほど明るい鮮明な像が得られる。これが望遠鏡の大きさを主鏡口径で表す理由であり、望遠鏡の歴史は大口径化への努力である。しかし実際には、主鏡口径がある程度大きくなると、地上望遠鏡の分解能は空気の揺らぎ（シーイングseeing）で制限される。空気の揺らぎは上層からドームの周り、鏡筒内まで、各所でおこる。したがって上層まで大気の安定した観測適地を建設地として選ぶとともに、ドーム、望遠鏡筒内の熱的制御を考えて星像の安定を図らねばならない。大気外に出ると大気シーイングに左右されない望遠鏡本来の分解能が得られる。そのために行われるのが気球観測であり、スペース望遠鏡である。気球観測の場合、30キロメートルほどあがれば可視光・近紫外線・赤外線については地上の何倍もの鮮明さで観測できる。とくに赤外線領域では100マイクロメートル以上の波長に及ぶ広い範囲で大気の吸収を受けない。この分野では口径30センチメートルから1メートル級の反射望遠鏡が使われ、各種の天体の測光や分光観測が行われている。X線やγ線についても30～40キロメートルの気球高度になると十分観測が可能になる。しかしそれだけの高度での観測であっても、上にある大気から発生するバックグラウンドは問題になる。これはX線やγ線で顕著であり、スペース望遠鏡が期待されるゆえんもここにある。スペース望遠鏡には、1990年に打ち上げられた口径2.4メートルのハッブル宇宙望遠鏡がある。これは大気外からシーイングに邪魔されないで鮮明な画像を撮るための初めての本格的スペース望遠鏡で、最初、予期せぬ収差があったが、1993年に修理されてからは、その性能を十分に発揮している。

　電波では波長が長いため回折が大きく、角分解能を高めるには著しく大きな口径を必要とする。このため複数の電波望遠鏡をある距離に離して置いて干渉計として使う。分解できる角度は、離した距離に反比例する。近年では地球の半径ほども離れた複数の電波望遠鏡を干渉計（超長基線電波干渉計、VLBI：very long baseline interferometry）として使用し、大きな成果をあげている。

［山下泰正］

検出器

19世紀なかばまでは、天体観測は眼視観測に限られていた。19世紀、写真術が発明され、1850年ごろから星野の撮像への応用が始まった。その成果は目覚ましく、たとえば1年間に発見される小惑星の数は19世紀後半急速に増加した。これは、ある時間を隔てて撮影した2枚の乾板から、小惑星のような移動天体を検出するのが非常に有効だったからである。写真の長所は客観的で個人差がないこと、保存性に優れていることである。よく処理された乾板は約100年の保存に耐え、再測定に使える。各天文台に保存されているこれらの乾板は過去の天空の記録として貴重なデータである。写真乾板はその後発達した天体分光観測にも大いに活用されてきた。写真の欠点は量子効率の低さと、光量と写真の黒みとが比例しないことである。

　光電管は光を電流に変えて測る装置である。光電管が星の明るさの測定に用いられたのは1930年代であるが、光電子増倍管が発明されて、1950年ごろより測光観測の精度は格段に向上した。光電管は量子効率が高い、電流が光の強さに比例するという長所をもつが、1チャンネルしかないという欠点がある。広がった天体を光電管で測ろうとすると、1点ずつ測定しなければならない。

　写真と光電管の欠点を相補うものとして、固体撮像素子が開発・研究された。とくにCCD（電荷結合素子）は数十パーセントの量子効率をもつ。民生用ビデオカメラにも多用され、当初は比較的小型のものしか製造できなかったが、写真に匹敵する大型のものまで実用化されてきた。以上の理由で最近では写真にとってかわって固体撮像素子が使われている。

　一方では望遠鏡の大口径化によって、できるだけ多くの光を集め、他方では固体撮像素子のような検出器の開発や性能向上によって、集めた光をできるだけ有効に活用して、かすかな光のなかから最大限の情報を得るべく努力しているのが現代の天体観測の特徴である。このような望遠鏡の大型化と検出器の開発努力はX線から赤外線、電波まで、すべての領域で行われている。

［山下泰正］

観測方法

天体観測の目的、種類によって望遠鏡はいろいろな使われ方をする。また、目的に沿った種々の観測装置が必要になる。

　天体の位置は天球面に張った座標系（角度）で表され、距離は別に決める。基本になるのは赤道座標系で、赤経・赤緯で表される。天体の位置測定にもっとも基本的なものは子午環であって、位置の絶対測定を行う。天頂は鉛直線で決める。天の北極は周極星の上方および下方子午線通過を観測して決める。春分点は太陽および太陽系天体を観測して決める。天体位置の絶対測定の眼目は年周視差と固有運動の測定である。クエーサーは遠方にあるため、年周視差、固有運動ともゼロであると仮定できる。VLBIの進歩によって、電波によるクエーサーの位置測定が絶対座標系の基準になっている。より暗い星の位置は、写真に撮って、乾板またはCCD上の位置を、子午環などで正確に測られた標準星の位置から相対的に測定される。

　探査あるいは掃天観測では全天あるいは広い天域を調査することが必要で、このためには明るい光学系でしかも広い写野をもつシュミット・カメラが使われる。シュミット・カメラでは約40センチメートル角の乾板を使って、天の6度四方の星野が撮れる。探査のためには、そこに写っている天体のなかから目的とする種類の天体を選び出して位置、明るさ、形状などをすばやく測定することが必要である。

　スペクトルの探査には、たとえばシュミット・カメラに対物プリズムを取り付けて撮像する。こうすると、そこに写っている天体のスペクトルが一度に得られる。対物プリズムは暗い天体までの低分散スペクトルを得るのに適しているが、線の精度はシーイングに依存する。個々の天体の高分散スペクトルは大望遠鏡にスリット分光器を装着して観測する。分光器には回折格子分光器のほか、とくに高い分解能を必要とするときにはファブリ‐ペロー干渉計やフーリエ干渉分光器なども用いられる。

　天文学の進歩とともに観測対象は星でも銀河でも、より暗い天体に向かう。あるいは逆に微光天体のより精密な観測結果から天文学の進歩がもたらされるといっても過言ではない。かすかな光から情報を得るには、大口径鏡の集光力が必要であり、集めた光を分光、測光、変光、あるいは偏光（磁場測定）など目的に応じて多方面から測定して、その天体あるいは天体現象の本質が研究される。光の領域に限らず、X線から電波まですべての波長域で大口径化は必要であり、それらを総合して、初めて宇宙のより完全な描像が得られる。そして、これなしには天文学の健全な発展は望めない。

　微光天体の観測には空が暗いことが必要であるが、文明の発達とともに、夜空は急速に明るくなっている。かすかな光の星は人工光に埋もれて見えなくなってしまう。夜間照明は地上を照らすのが目的であり、天文台の観測環境に配慮するのも文化国家の一つの使命ではなかろうか。

［山下泰正］

アマチュアの天体観測

天文学にはアマチュアの観測が大きな寄与をすることがある。これは、天体観測が繰り返すことのないその時々の天体現象の記録であるという性格をもつことによる。太陽黒点、変光星、惑星面、流星、小惑星、彗星、新星、超新星などアマチュアの活躍できる分野はたくさんある。日本列島も南北に長いから、多くの人が協力すれば天候の悪さを埋め合って連続した貴重なデータを得ることができる。変光星にはアマチュア間でも光電測光装置が使われてきており、波長域を決める色フィルターを共通にすれば均質な高精度のデータが得られる。従来から彗星の発見にはアマチュアの貢献が大きかった。また、小惑星、新星、超新星も暗いものまで発見されることが多くなったが、これはCCDによる天体写真の普及に負うところが大きい。以前に撮影した写真と比べるわけだが、画像の傷を新天体と見誤らないために、2枚以上撮影して確認するとよい。アマチュアにとって観察の対象はなんでもよい。深夜にひとりで星空を楽しむのもよい。手始めには半月の月面と土星の環を勧める。どんな望遠鏡で見ても写真にはない感激がある。

［山下泰正］

『森本雅樹著『天体観測セミナー』（1980・恒星社厚生閣）』▽『太田原明著『天体観測ハンドブック』（1995・誠文堂新光社）』▽『藤井旭著『最新　藤井旭の天体観測教室』（2004・誠文堂新光社）』