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天文学技术

天文观测涉及一系列阶段，每个阶段都可能对可获得的信息类型施加限制。用望远镜收集辐射能量并将其聚焦在探测器上，探测器经过校准，以便知道其灵敏度和光谱响应。需要精确的指向和定时，以允许与在不同波长间隔中工作的不同仪器系统进行的观察的相关性，并且位于相隔很远的地方。必须对辐射进行光谱分析，以便确定负责辐射发射的过程。

伸缩观察

在使用之前1609年的天文望远镜，所有的观察都是用肉眼观察的，对可见的细微程度和细节程度有相应的限制。从那时起，望远镜已成为天文学的核心。由于望远镜的孔径远大于人眼的瞳孔，因此可以研究微弱和远处的物体。另外，可以在短时间间隔内收集足够的辐射能量，以允许检测强度的快速波动。此外，通过收集更多的能量，可以极大地分散和检查光谱。

光学望远镜也是折射器或分别使用透镜或镜子作为其主要光收集元件（物镜）的反射器。由于使用大玻璃固有的问题，折射器有效地限于约100cm（约40英寸）或更小的孔镜头。这些在自身重量下扭曲，只能在周边支撑; 由于玻璃中的吸收，会损失大量的光。大孔径折射器非常长并且需要大而昂贵的圆顶。最大的现代望远镜都是反射器，最大的是由许多分段组件组成，总直径约为10米（33英尺）。反射器不受折射器的色差问题的影响，可以更好地机械支撑，并且可以安装在较小的圆顶中，因为它们比长管折射器更紧凑。

望远镜的角分辨率（或分辨率）是近距离物体之间的最小角度，可以清楚地看出它们是分开的。分辨率受光的波动性质限制。对于具有直径为 D 且在波长λ下工作的物镜或镜子的望远镜，角度分辨率（以弧度表示）可近似用比率λ/ D 来描述。光学望远镜可以具有非常高的内在性 解决权力 ; 然而，在实践中，对于位于地球表面的望远镜来说，这些都是不可能实现的，因为大气效应将实际分辨率限制在大约一秒钟。复杂的计算程序可以大大提高分辨率，并且可以通过使用自适应光学系统来改善地球上望远镜的性能，其中镜子的表面被快速调整以补偿否则会使图像失真的大气湍流。另外，来自聚焦在同一物体上的几个望远镜的图像数据可以光学地并且通过计算机处理合并以产生具有比任何单个部件的角分辨率大得多的角分辨率的图像。

大气层不能同等地传输所有波长的辐射。这限制了地球表面上的天文学到电磁波谱的近紫外，可见和无线电区域以及近红外线中的一些相对狭窄的“窗口”。更长红外波长被大气强烈地吸收水蒸汽和二氧化碳。通过仔细选址和在高海拔地区进行观测，可以减少大气影响。最主要的光学天文台位于高山上，远离城市及其反射光。红外望远镜位于夏威夷的Mauna Kea，智利的阿塔卡马沙漠以及加那利群岛的大气湿度非常低的位置。主要用于红外观测的机载望远镜 - 例如在平流层红外天文观测台（SOFIA）。

一架装有天文仪器的喷气式飞机 - 在大约12公里（40,000英尺）的高度运行，飞行持续时间限制在几个小时。望远镜用于红外，X射线和伽马射线通过气球观测到超过30公里（100,000英尺）的高度。在用于紫外线观测的短期火箭飞行期间可以获得更高的高度。从红外线到伽马射线的所有波长的望远镜都由机器人航天器观测站携带，如哈勃太空望远镜和威尔金森微波各向异性探测器，而宇宙射线则由高级成分探测器从太空研究。

通过使用几个，在无线电波长下已经实现了优于1毫秒的角分辨率 射电望远镜阵列。在这样的布置中，有效孔径然后成为分量望​​远镜之间的最大距离。例如，在极大阵列（VLA）由国家射电天文台在新墨西哥州索科罗附近运行，沿着延伸近21公里的轨道设置了27个可移动的无线电盘。在另一种叫做的技术中非常长的基线干涉测量法（VLBI），用距离数千公里的射电望远镜进行同时观测; 这种技术需要非常精确的计时。

使用辐射探测器

尽管人眼仍然是重要的天文工具，但是需要能够在更高灵敏度和更快速响应下进行观察的可见波长的探测器，尤其是将观测范围扩展到电磁波谱的该区域之外。摄影是从19世纪末到20世纪80年代被取代的重要工具电荷耦合器件（CCD）。然而，摄影仍然提供有用的档案记录。特定天体的照片可以包括许多其他物体的图像，这些物体在拍摄照片时不感兴趣，但后来成为研究的焦点。当类星体在1963年被发现，例如，照相底片1900之前暴露和哈佛大学天文台保持检查跟踪在新鉴定的作为无线电对象的位置或强度可能变化类星体 3C 273.另外，主要的照相调查，例如与国家地理学会和帕洛马天文台一样，可以为长期研究提供 历史 基础。

摄影胶片只将百分之几的入射光子转换成图像，而CCD的效率接近100％。CCD可用于从X射线到近红外的各种波长。伽玛射线可通过康普顿散射，电子正电子 对产生或切伦科夫辐射检测到。对于长于几微米的红外波长，使用在非常低（低温）温度下操作的半导体探测器。无线电波的接收基于天线中的小电压的产生而不是光子计数。

光谱学涉及测量作为波长或频率的函数的辐射强度。在一些探测器中，例如用于X射线和伽马射线的探测器，可以直接测量每个光子的能量。对于低分辨率光谱，宽带滤波器足以选择波长间隔。使用棱镜，光栅和干涉仪可以获得更高的分辨率。（有关天文辐射探测器的更多信息， 请参阅 望远镜：辅助仪器的进展。）

多信使天文学

关于宇宙的大部分知识来自对电磁辐射的观察。然而，还有其他“宇宙信使”。重力波是时空扰动，可以通过非常大的激光干涉仪探测到。从中子星合并中观察到了重力波和伽马射线爆发。中微子和宇宙射线是原则上可以观察到的其他粒子; 然而，到目前为止，这些后来的信使无法用特定的来源来识别。使用这些方法中的两种或更多种称为多信使天文学。

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