Астрономияның бақылау бөлімі

Кіріспе

Астрономияның бөлімі

Байқау астрономиясы – физикалық модельдердің өлшенетін салдарларын есептеумен негізінен айналысатын теориялық астрономиядан өзгеше, байқалатын ғалам туралы деректерді тіркеумен айналысатын астрономияның бір саласы. Бұл телескоптар және басқа астрономиялық құралдарды пайдалану арқылы аспан денелерін бақылау және зерттеу практикасы. Астрономияны ғылым ретінде зерттеуге кейбір қиындықтар туғызады, себебі алыс ғаламның қасиеттерімен тікелей тәжірибе жасау мүмкін емес. Дегенмен, астрономдардың зерттеуге болатын көптеген жұлдыздық құбылыстардың мысалдары бар, бұл кемшілікті ішінара толықтырады. Бұл бақылау деректерін графикте көрсетуге және жалпы тенденцияларды тіркеуге мүмкіндік береді. Айнымалы жұлдыздар сияқты нақты құбылыстардың жақын мысалдары алыстағы ұқсас құбылыстардың қалай өтетінін болжау үшін қолданылуы мүмкін. Осы алыстағы өлшемдер сол аймақтағы басқа құбылыстарды, соның ішінде галактикаға дейінгі қашықтықты өлшеуге пайдаланылады. Галилео Галилей телескопты аспанға бұрып, көргендерін жазды. Одан бері телескоп технологиясының жақсаруымен байқау астрономиясы үздіксіз дамып келеді.

Әдістер

Электромагниттік сәулеленуді пайдаланумен қатар, қазіргі астрофизиктер нейтринолар, ғарыштық сәулелер немесе гравитациялық толқындарды қолдана отырып да бақылаулар жасай алады. Көзді бірнеше әдіс арқылы бақылау көп хабаршы астрономия деп аталады. Оптикалық және радиоастрономияны Жердегі обсерваторияларда жүргізуге болады, себебі атмосфера анықталатын толқын ұзындықтарында салыстырмалы түрде мөлдір. Обсерваториялар әдетте Жер атмосферасының сіңіру және бұрмалау әсерін азайту үшін биік жерлерге орналасады. Инфрақызыл сәуленің кейбір толқын ұзындықтары су буымен күшті сіңіріледі, сондықтан көптеген инфрақызыл обсерваториялар құрғақ, биік жерлерде немесе ғарышта орналасқан. Атмосфера рентгендік астрономия, гамма-сәулелер астрономиясы, ультракөккөк астрономиясы және (кейбір толқын ұзындығы "терезелерінен" басқа) алыс инфрақызыл астрономиясында қолданылатын толқын ұзындықтарында мөлдір емес, сондықтан бақылаулар көбінесе аэростаттардан немесе ғарыш обсерваторияларынан жүргізілуі тиіс. Күшті гамма-сәулелерді олар тудыратын кең ауа душтары арқылы анықтауға болады, ал ғарыштық сәулелерді зерттеу астрономияның қарқынды дамып келе жатқан саласы болып табылады.

Маңызды факторлар

Көру астрономиясының көп бөлігіндегі тарихы барысында, барлық бақылаулар оптикалық телескоптармен көрінетін спектрде жүргізілді. Жер атмосферасы электромагниттік спектрдің осы бөлігінде салыстырмалы түрде мөлдір болғанымен, телескоп жұмысының көп бөлігі әлі де көру жағдайлары мен ауаның тазалығына байланысты және көбінесе түнге шектелген. Көру жағдайлары ауадағы турбуленттілік пен жылулық өзгерістерге байланысты. Жықын арада бұлтты немесе атмосфералық турбуленттілікке ұшырайтын жерлер бақылаудың ажыратымдылығын шектейді. Сол сияқты, толық Айдың болуы шашыраған жарықпен аспанды жарықтандырып, әлсіз нысандарды бақылауға кедергі келтіреді. Бақылау мақсатында оптикалық телескоп үшін ең қолайлы орын, сөзсіз, ғарыш кеңістігі. Мұнда телескоп атмосфераның әсеріне ұшырамастан бақылаулар жүргізе алады. Дегенмен, қазіргі уақытта телескоптарды орбитаға шығару әлі де қымбатқа түседі. Сондықтан, ең жақсы орындар – көптеген бұлтсыз күндері бар және жақсы атмосфералық жағдайлары бар (жақсы көру жағдайларымен) белгілі бір тау шыңдары. Гавайидегі Мауна-Кеа және Ла-Пальма аралдарының шыңдары осы қасиеттерге ие, ал Чилидегі Льяно-де-Чажнатор, Параналь, Серро-Тололо және Ла-Силла сияқты ішкі аймақтар да осыған ұқсас. Бұл обсерваториялар көптеген қуатты телескоптарды тартты, оларға жұмсалған инвестициялардың жалпы сомасы миллиардтаған АҚШ долларын құрайды. Түнгі аспанның қараңғылығы оптикалық астрономияда маңызды фактор болып табылады. Қалалар мен адамдар қоныстанған аймақтардың үнемі кеңеюіне байланысты, түндегі жасанды жарық мөлшері де артты. Бұл жасанды жарықтар диффузды фондық жарық тудырады, бұл арнайы сүзгілерсіз әлсіз астрономиялық нысандарды бақылауды өте қиын етеді. Аризона штаты және Ұлыбритания сияқты бірнеше жерлерде бұл жарық ластануын азайтуға бағытталған науқандар жүргізілді. Көше шамдарының айналасындағы қаптамаларды пайдалану жерге бағытталған жарықтың мөлшерін арттыруға, сонымен қатар аспанға бағытталған жарықты азайтуға көмектеседі. Атмосфералық әсерлер (астрономиялық көру) телескоптың ажыратымдылығын күрт төмендетуі мүмкін. Атмосфераның өзгерістерінен туындаған бұлыңғырлықты түзетудің ешқандай құралы болмаса, 15-20 см-ден аспап диафрагмасы бар телескоптар көрінетін толқын ұзындықтарында теориялық ажыратымдылыққа жете алмайды. Нәтижесінде, өте үлкен телескоптарды пайдаланудың басты артықшылығы жарық жинау қабілетін жақсарту болды, бұл өте әлсіз нысандарды бақылауға мүмкіндік берді. Алайда, ажыратымдылықтың бұл кемшілігі адаптивті оптика, түйіршік бейнелеу және интерферометриялық бейнелеу, сондай-ақ ғарыш телескоптарының қолданылуы арқылы еңсеріле бастады.

For much of the history of observational astronomy, almost all observation was performed in the visual spectrum with optical telescopes. While the Earth's atmosphere is relatively transparent in this portion of the electromagnetic spectrum, most telescope work is still dependent on seeing conditions and air transparency, and is generally restricted to the night time. The seeing conditions depend on the turbulence and thermal variations in the air. Locations that are frequently cloudy or suffer from atmospheric turbulence limit the resolution of observations. Likewise the presence of the full Moon can brighten up the sky with scattered light, hindering observation of faint objects. For observation purposes, the optimal location for an optical telescope is undoubtedly in outer space. There the telescope can make observations without being affected by the atmosphere. However, at present it remains costly to lift telescopes into orbit. Thus the next best locations are certain mountain peaks that have a high number of cloudless days and generally possess good atmospheric conditions (with good seeing conditions). The peaks of the islands of Mauna Kea, Hawaii and La Palma possess these properties, as to a lesser extent do inland sites such as Llano de Chajnantor, Paranal, Cerro Tololo and La Silla in Chile. These observatory locations have attracted an assemblage of powerful telescopes, totalling many billion US dollars of investment. The darkness of the night sky is an important factor in optical astronomy. With the size of cities and human populated areas ever expanding, the amount of artificial light at night has also increased. These artificial lights produce a diffuse background illumination that makes observation of faint astronomical features very difficult without special filters. In a few locations such as the state of Arizona and in the United Kingdom, this has led to campaigns for the reduction of light pollution. The use of hoods around street lights not only improves the amount of light directed toward the ground, but also helps reduce the light directed toward the sky. Atmospheric effects (astronomical seeing) can severely hinder the resolution of a telescope. Without some means of correcting for the blurring effect of the shifting atmosphere, telescopes larger than about 15–20 cm in aperture can not achieve their theoretical resolution at visible wavelengths. As a result, the primary benefit of using very large telescopes has been the improved light gathering capability, allowing very faint magnitudes to be observed. However the resolution handicap has begun to be overcome by adaptive optics, speckle imaging and interferometric imaging, as well as the use of space telescopes.

Өлшеу нәтижелері

Астрономдар аспан денелерін өлшеу үшін қолданатын бірнеше бақылау құралдары бар. Күн мен Жерге салыстырмалы түрде жақын орналасқан объектілер үшін, алыстағы (демек, дерлік қозғалмайтын) фонға қарастырып, тікелей және өте дәл координаттарды өлшеуге болады. Осындай бақылаулардың алғашқы нәтижелері планеталардың әртүрлі орбиталық модельдерін жасауға, сондай-ақ олардың массаларын және гравитациялық бұзылыстарын анықтауға мүмкіндік берді. Осы өлшеулердің нәтижесінде Уран, Нептун және (жайсыз) Плутон планеталары табылды. Бұлар Меркурий орбитасындағы жоқ Вулкан планетасы туралы қате болжамға да себеп болды (бірақ Эйнштейннің Меркурий орбитасының прецессиясын түсіндіруі оның жалпы салыстырмалылық теориясының маңызды жетістігі саналады).

Даму және әртүрлілік

Ғаламды оптикалық спектрде зерттеуден өзге, астрономдар электромагниттік спектрдің басқа да бөліктерінен ақпарат алу мүмкіндігіне ие болды. Мұндай алғашқы оптикалық емес өлшемдер Күннің жылулық қасиеттерін анықтауға арналған еді. Күн тұтылуы барысында қолданылатын құралдар коронадан шығатын сәулеленуді өлшеуге мүмкіндік берді.

Радиоастрономия

Радио толқындарының ашылуымен қатар, радиоастрономия астрономияда жаңа ғылым саласы ретінде пайда бола бастады. Радио толқындарының ұзын толқын ұзындығы жақсы сапалы суреттер жасау үшін өте үлкен жинақтағыштарды қажет етті, содан кейін жоғары сапалы апертуралық синтездік радиосуреттерді (немесе "радио карталарын") жасау үшін көп тарелкалы интерферометрлер дамытылды. Микротолқынды мүйіз қабылдағыштың жасалуы, Ұлы жарылыспен байланысты микротолқынды фондық сәулеленудің табылуына себеп болды. Радиоастрономия өз мүмкіндіктерін кеңейтуді жалғастырып келеді, тіпті радиоастрономиялық спутниктерді пайдаланып, Жердің мөлшерінен әлдеқайда үлкен базалық сызықтары бар интерферометрлер құрылды. Дегенмен, радиоспектрдің басқа да мақсаттарда қолданылуының артуы, жұлдыздардан келетін әлсіз радиосигналдарды біртіндеп басып жатыр. Осы себепті, болашақта радиоастрономия Айдың қабырғасы сияқты қорғалған жерлерден жүргізілуі мүмкін.

ХХ ғасырдың соңындағы өзгерістер

ХХ ғасырдың соңғы жартысында астрономиялық құралдар технологиясының қарқынды дамуы орын алды. Оптикалық телескоптар үнемі үлкейіп, атмосфераның бұлыңғырлығын ішінара жою үшін адаптивті оптиканы пайдаланды. Ғарышқа жаңа телескоптар ұшырылып, электромагниттік спектрдің инфрақызыл, ультракөк сәуле, рентген және гамма сәулелері аймақтарында, сондай-ақ ғарыш сәулелерін бақылай бастады. Интерферометрлік жүйелер радио, инфрақызыл және оптикалық толқын ұзындықтарында апертура синтезі арқылы алғашқы өте жоғары ажыратымдылықтағы суреттерді жасады. Хаббл ғарыш телескопы сияқты орбиталық құралдар астрономиялық білімді тездетіп дамытты, олар әлсіз объектілерді көрінетін жарықта бақылау үшін негізгі құрал ретінде жұмыс істеді. Жаңа ғарыш құралдарының дамуы басқа жұлдыздардың айналасындағы планеталарды, тіпті Жерге ұқсас әлемдерді тікелей бақылауға мүмкіндік береді деп күтілуде. Астрономдар телескоптардан өзге де құралдарды қолдана бастады.

Басқа құралдар

Нейтрино астрономиясы – арнайы обсерваторияларда, әдетте үлкен жер асты резервуарларында нейтрино детекторларымен астрономиялық объектілерді бақылайтын астрономия саласы. Жұлдыздардағы ядролық реакциялар мен супернова жарылыстары өте көп мөлшерде нейтрино тудырады, бірақ нейтрино телескобымен олардың өте аз бөлігін ғана анықтау мүмкін. Нейтрино астрономиясы, мысалы, Күннің ядросы сияқты оптикалық телескоптарға көрінбейтін процестерді бақылау мүмкіндігімен қозғалдырылады. Нейтрон жұлдыздары немесе қара саңылаулар сияқты массивті объектілердің соқтығысуы сияқты құбылыстарды тіркеуге арналған гравитациялық толқындарды анықтайтын құралдар жасалуда. Роботты ғарыш кемелері де Күн жүйесіндегі планеталарды едәуір толыққанды зерттеу үшін жиі қолданылады, сондықтан планеталық ғылым геология және метеорология салаларымен маңызды байланысқа ие.

Телескоптар

Қазіргі заманғы бақылау астрономиясының басты құралы – телескоп. Ол екі мақсатқа қызмет етеді: өте әлсіз объектілерді байқау үшін көбірек жарық жинау және кішкентай әрі алыс объектілерді байқау үшін кескінді ұлғайту. Оптикалық астрономияға жоғары дәлдікті оптикалық компоненттерді қолданатын телескоптар қажет. Мысалы, қисық айнаны ұнтақтау және жылтырату үшін қажетті талаптар, бетінің белгілі бір конустық пішінге жарық толқынының ұзындығының бір бөлігінен аспауын қамтамасыз етуді талап етеді. Көптеген қазіргі заманғы "телескоптар" шындығында, апертура синтезі арқылы жоғары ажыратымдылықты қамтамасыз ету үшін бірлесіп жұмыс істейтін телескоптар жиынтығынан тұрады. Ірі телескоптар ауа райынан қорғау және қоршаған ортаның жағдайын тұрақтандыру үшін күмбездердің ішінде орналастырылады. Мысалы, егер телескоптың бір жағының температурасы екінші жағынан өзгеше болса, жылулық кеңею оптикалық элементтерді орнынан жылдырып, конструкцияның пішінін өзгертеді. Бұл кескінді бұрмалауы мүмкін. Сондықтан күмбездер көбінесе ақ түсті (титан диоксиді) немесе боялмаған металлдан жасалады. Күн батқаннан кейін, бақылаулар басталғанға дейін көп бұрын күмбездер ашылады, сонда ауа айналып, телескоптың температурасын қоршаған ортамен теңестіреді. Желдің соққысынан немесе бақылауларға әсер ететін басқа да дірілдерден сақтану үшін телескопты бетонды іргетасқа орнату қалыпты жағдай, ал іргетас күмбез бен ғимараттың іргетасынан толығымен бөлек болады. Кез келген ғылыми жұмыс үшін телескоптар аспанда қозғалатын объектілерді қадағалауы керек. Яғни, олар Жердің айналысына тегіс түзету жасауы тиіс. Компьютерлік басқару механизмдері пайда болғанға дейін экваторлық орнату стандартты шешім болды, және кішкентай телескоптар үшін ол әлі де қолданылады. Дегенмен, бұл конструкция нашар, және телескоптың диаметрі мен салмағы артқан сайын ол күрделене түседі. Әлемдегі ең ірі экваторлық орнатылған телескоп – 200 дюймдік (5,1 м) Хейл телескопы, ал соңғы 8–10 м телескоптар құрылымдық жағынан жақсырақ альтазимут орнатуын қолданады, және үлкен айналарына қарамастан, Хейл телескопынан физикалық тұрғыдан кішірек. 2006 жылдан бері алып альтаз телескоптарға арналған жобалар жүргізілуде: Отыз метрлік телескоп және 100 метрлік диаметрлі Өте ірі телескоп. Әуесқой астрономдар Ньютондық рефлектор, рефрактор және күрделі болып келе жатқан Максутов телескобы сияқты құралдарды пайдаланады.

The key instrument of nearly all modern observational astronomy is the telescope. This serves the dual purposes of gathering more light so that very faint objects can be observed, and magnifying the image so that small and distant objects can be observed. Optical astronomy requires telescopes that use optical components of great precision. Typical requirements for grinding and polishing a curved mirror, for example, require the surface to be within a fraction of a wavelength of light of a particular conic shape. Many modern "telescopes" actually consist of arrays of telescopes working together to provide higher resolution through aperture synthesis. Large telescopes are housed in domes, both to protect them from the weather and to stabilize the environmental conditions. For example, if the temperature is different from one side of the telescope to the other, the shape of the structure changes, due to thermal expansion pushing optical elements out of position. This can affect the image. For this reason, the domes are usually bright white (titanium dioxide) or unpainted metal. Domes are often opened around sunset, long before observing can begin, so that air can circulate and bring the entire telescope to the same temperature as the surroundings. To prevent wind buffet or other vibrations affecting observations, it is standard practice to mount the telescope on a concrete pier whose foundations are entirely separate from those of the surrounding dome and building. To do almost any scientific work requires that telescopes track objects as they wheel across the visible sky. In other words, they must smoothly compensate for the rotation of the Earth. Until the advent of computer controlled drive mechanisms, the standard solution was some form of equatorial mount, and for small telescopes this is still the norm. However, this is a structurally poor design and becomes more and more cumbersome as the diameter and weight of the telescope increases. The world's largest equatorial mounted telescope is the 200 inch (5.1 m) Hale Telescope, whereas recent 8–10 m telescopes use the structurally better altazimuth mount, and are actually physically smaller than the Hale, despite the larger mirrors. As of 2006, there are design projects underway for gigantic alt az telescopes: the Thirty Metre Telescope , and the 100 m diameter Overwhelmingly Large Telescope. Amateur astronomers use such instruments as the Newtonian reflector, the Refractor and the increasingly popular Maksutov telescope.

Фотография

Фотосурет бір ғасырдан астам уақыт бойы бақылау астрономиясында маңызды рөл атқарды, бірақ соңғы 30 жылда бейнелеу саласында CCD және CMOS чиптері сияқты цифрлық сенсорлармен көбінесе алмастырылды. Фотометрия және интерферометрия сияқты астрономияның мамандандырылған салалары электронды детекторларды одан да ұзақ уақыт бойы пайдаланған. Астрофотографияда арнайы фотопленка (немесе көбінесе фотоэмульсиямен жабылған шыны тақта) қолданылады, бірақ оның бірнеше кемшіліктері бар, әсіресе кванттық тиімділігі шамамен 3% төмен, ал CCD-лерді тар спектрде 90%-дан жоғары QE-ге реттеуге болады. Көптеген қазіргі заманғы телескоптардың құралдары электронды массивтер болып табылады, ал ескі телескоптар осы құралдармен жаңартылды немесе жабылды. Шыны тақталар әлі де кейбір қолдануларда, мысалы, зерттеулерде қолданылады, себебі химиялық пленкамен қол жеткізілетін ажыратымдылық қазірге дейін жасалған кез келген электронды детектордан әлдеқайда жоғары.

Артықшылықтар

Фотография ойлап табылғанға дейін барлық астрономия қанағаттандырылған көзбен жүргізілді. Дегенмен, пленкалар жеткілікті сезімтал бола бастағанға дейін ғылыми астрономия толығымен пленкаға көшті, себебі оның үлкен артықшылықтары болды: Адам көзі бір сәттен екінші сәтте көріп тұрғанын жоғалтады, бірақ фотопленка жапқыш ашық тұрған кезде көбірек жарық жинайды. Соның нәтижесінде алынған кескін тұрақты болады, сондықтан көптеген астрономдар бірдей деректерді пайдалана алады. Объектілерді уақыт өте келе қалай өзгеретінін көру мүмкін (SN 1987A – керемет мысал).

Бүйірін шапалақпен салыстыру

Блик-қосатушы – бұл аспанның бір бөлігін әр түрлі уақытта түсірілген екі дерлік бірдей суретті салыстыруға арналған құрал. Құрал екі пластинаны кезекпен жарықтандырады, ал кез келген өзгерістер жыпылықтайтын нүктелер немесе жолақтар түрінде көрінеді. Бұл құрал астероидтерді, кометаларды және өзгеретін жұлдыздарды табу үшін пайдаланылған.

Микрометр

Позициялық немесе қиылысқан сым микрометрі – екі жұлдызды өлшеуге қолданылатын құрал. Ол бір-біріне қарай немесе алыстай жылжи алатын жұп ұсақ, қозғалмалы сызықтардан тұрады. Телескоп линзасы осы жұпқа келтіріліп, жұлдыз арақашықтығына перпендикуляр орналасқан позициялық сымдар арқылы бағытталады. Содан кейін қозғалмалы сымдар екі жұлдыздың орнына сәйкес реттеледі. Жұлдыздардың арақашықтығы құралдан оқылады, ал олардың нақты арақашықтығы құралдың ұлғайту дәрежесіне қарай анықталады.

Спектрограф

Бақылау астрономиясының маңызды құралы – спектрограф. Элементтердің жарықтың белгілі бір толқын ұзындықтарын сіңіруі, алыс денелердің нақты қасиеттерін байқауға мүмкіндік береді. Осы мүмкіндік Күннің шығарылу спектрінде гелий элементінің табылуына әкелді және астрономдарға алыс жұлдыздар, галактикалар және басқа аспан денелері туралы көптеген мәліметтерді анықтауға жол берді. Допплер эффектісі (әсіресе "қызыл жылжу") спектрлерді пайдаланып, радиалды қозғалысты немесе Жерге қатысты қашықтықты анықтау үшін де қолданылады. Алғашқы спектрографтар жарықты кең спектрге бөлетін призмалар жиынтығын қолданды. Кейіннен, призмаларға қарағанда жарық жоғалтуын азайтып, жоғары спектрлік ажыратымдылықты қамтамасыз ететін дифракциялық торлы спектрограф жасалды. Спектрді ұзақ экспозицияда фотоға түсіруге болады, бұл әлсіз нысандардың (мысалы, алыс галактикалардың) спектрін өлшеуге мүмкіндік береді. Жұлдыздық фотометрия 1861 жылы жұлдыздық түстерді өлшеу құралы ретінде қолданысқа енді. Бұл техника жұлдыздың белгілі бір жиілік диапазондарындағы шамасын өлшеуге мүмкіндік берді, соның арқасында оның жалпы түсі және демек температурасын анықтауға болады. 1951 жылы UBV шамаларының (күлгін, көк, көрінетін) халықаралық стандартталған жүйесі қабылданды.

Фотоэлектрлік фотометрия

Фотоэлектрлік фотометрия, CCD-ні пайдалана отырып, қазір телескоп арқылы бақылаулар жасау үшін жиі қолданылады. Бұл жоғары сезімтал құралдар суретті дерлік жеке фотондар деңгейіне дейін тіркеуге қабілді және көзге көрінбейтін спектрдің бөліктерін қарауға мүмкіндік береді. Фотондардың аз санының белгілі бір уақыт аралығында тіркелуін қамтамасыз ету, атмосфералық әсерлерді компьютерлік түрде түзетуге және суретті айқындауға мүмкіндік береді. Суретті одан әрі жақсарту үшін бірнеше цифрлық суреттерді біріктіруге болады, бұл көбінесе "жинақтау" деп аталады. Адаптивтік оптика технологиясымен қолданылғанда, сурет сапасы телескоптың теориялық ажыратымдылық қабілетіне жақындауы мүмкін. Белгілі бір жиіліктерде немесе жиілік диапазондарында объектіні қарау үшін сүзгілер қолданылады. Көп қабатты пленкалық сүзгілер берілетін және тоқтатылатын жиіліктерді өте дәл реттеуге мүмкіндік береді, мысалы, объектілерді тек қозу алған сутек атомдары ғана шығаратын нақты жиілікте қарауға болады. Сүзгілер жарық ластануының әсерін ішінара азайту үшін, қажетсіз жарықты сүзу арқылы да қолданылуы мүмкін. Поляризациялық сүзгілер, сәуленің поляризацияланған жарық шығарып тұрғанын және поляризацияның бағытын анықтау үшін де қолданылады.

Байқау

Астрономдар астрономиялық көздердің кең ауқымын бақылайды, соның ішінде жоғары қызыл жылжуы бар галактикаларды, активті галактикалық ядроларды (AGN), Ұлы жарылыстан кейінгі қалқымаларды және жұлдыздар мен протожұлдыздардың көптеген түрлерін. Әрбір нысан үшін әртүрлі деректерді бақылауға болады. Координаталар шарлық астрономия әдістерін қолдана отырып, нысанды аспанда орналастырады, ал шамасы Жерден көрінетін жарықтығын анықтайды. Спектрдің әртүрлі бөліктеріндегі салыстырмалы жарықтылық нысанның температурасы және физикалық қасиеттері туралы ақпарат береді. Спектрлердің фотосуреттері нысанның химиялық құрамын зерттеуге мүмкіндік береді. Жұлдыздың фонға қатысты параллакс ығысуын аспаптың ажыратымдылығымен шектелген қашықтықты анықтау үшін пайдалануға болады. Жұлдыздың радиалдық жылдамдығы және уақыт өте келе оның орнының өзгеруі (өз қозғалысы) оның Күнге қатысты жылдамдығын өлшеу үшін қолданылады. Жұлдыздың жарықтығының өзгеруі оның атмосферасындағы тұрақсыздықтарды немесе оқшауланған серіктің болуын көрсетеді. Екілік жұлдыздардың орбиталарын әр серіктің салыстырмалы массасын немесе жүйенің жалпы массасын өлшеу үшін пайдалануға болады. Спектроскопиялық екілік жұлдыздарды жұлдыздың және оның жақын серігінің спектріндегі Доплер жылжуын бақылау арқылы табуға болады. Бірдей массадағы және бірдей жағдайда пайда болған жұлдыздардың байқалатын қасиеттері көбінесе бірдей болады. Шарықты шоғыр сияқты тығыз байланысты жұлдыздардың жиынтығын бақылау жұлдыз түрлерінің таралуы туралы деректерді жинауға мүмкіндік береді. Осы кестелерді пайдаланып, жиынтықтың жасын болжауға болады. Алыс галактикалар мен AGN үшін галактиканың жалпы пішіні мен қасиеттері, сондай-ақ олардың топтасқан жерлері туралы байқаулар жасалады. Басқа галактикалардағы белгілі жарықтылығы бар өзгермелі жұлдыздар мен жарылыстарды (стандартты шамдар) бақылау олардың галактикасына дейінгі қашықтықты анықтауға мүмкіндік береді. Ғарыштың кеңеюі осы галактикалардың спектрлерін қашықтыққа байланысты жылжытады және галактиканың радиалдық жылдамдығының Доплер эффектісімен өзгертеді. Галактиканың мөлшері де, оның қызыл жылжуы да галактиканың қашықтығы туралы ақпарат беруге қолданылады. Көптеген галактикаларды бақылау қызыл жылжу зерттеуі деп аталады және галактикалардың эволюциясын модельдеу үшін қолданылады.

Astronomers observe a wide range of astronomical sources, including high redshift galaxies, AGNs, the afterglow from the Big Bang and many different types of stars and protostars. A variety of data can be observed for each object. The position coordinates locate the object on the sky using the techniques of spherical astronomy, and the magnitude determines its brightness as seen from the Earth. The relative brightness in different parts of the spectrum yields information about the temperature and physics of the object. Photographs of the spectra allow the chemistry of the object to be examined. Parallax shifts of a star against the background can be used to determine the distance, out to a limit imposed by the resolution of the instrument. The radial velocity of the star and changes in its position over time (proper motion) can be used to measure its velocity relative to the Sun. Variations in the brightness of the star give evidence of instabilities in the star's atmosphere, or else the presence of an occulting companion. The orbits of binary stars can be used to measure the relative masses of each companion, or the total mass of the system. Spectroscopic binaries can be found by observing doppler shifts in the spectrum of the star and its close companion. Stars of identical masses that formed at the same time and under similar conditions typically have nearly identical observed properties. Observing a mass of closely associated stars, such as in a globular cluster, allows data to be assembled about the distribution of stellar types. These tables can then be used to infer the age of the association. For distant galaxies and AGNs observations are made of the overall shape and properties of the galaxy, as well as the groupings where they are found. Observations of certain types of variable stars and supernovae of known luminosity, called standard candles, in other galaxies allows the inference of the distance to the host galaxy. The expansion of space causes the spectra of these galaxies to be shifted, depending on the distance, and modified by the Doppler effect of the galaxy's radial velocity. Both the size of the galaxy and its redshift can be used to infer something about the distance of the galaxy. Observations of large numbers of galaxies are referred to as redshift surveys, and are used to model the evolution of galaxy forms.