Wanneer astronomen een ver object observeren, is de radiale snelheid het deel van de beweging van het object langs de gezichtslijn van de waarnemer – waarbij het object zich rechtstreeks van de waarnemer verwijdert of rechtstreeks naar de waarnemer toe beweegt. Radiale snelheden worden gemeten met behulp van het Doppler-effect: Voor astronomische objecten die naar ons toe bewegen, verschuiven de spectraallijnen naar kleinere golflengten (blauwverschuiving); voor objecten die van ons weg bewegen, verschuiven de lijnen naar grotere golflengten (roodverschuiving). Radiale snelheid is altijd relatief ten opzichte van een waarnemer.
Nauwkeurige metingen geven vaak hun resultaten weer in termen van radiale beweging ten opzichte van het zwaartepunt van het zonnestelsel (“barycentrisch”), waarbij de invloed van de beweging van de aarde rond de zon wordt afgetrokken. Objecten die om elkaar heen draaien, hebben radiale snelheden die in de loop van de tijd variëren. Het effect is het sterkst wanneer we toevallig het baanvlak vanaf de zijkant zien. In dat geval zal de baanbeweging periodiek en om beurten elk van de objecten rechtstreeks van ons af en rechtstreeks naar ons toe brengen. Radiale snelheidsmetingen kunnen worden gebruikt om dergelijke baanbewegingen af te leiden, zelfs wanneer de objecten zelf niet afzonderlijk zichtbaar zijn.
Aangezien hogere massa's hogere snelheden veroorzaken, kunnen dergelijke metingen worden gebruikt om de massa's van de rondcirkelende objecten te schatten. Dit is gebruikt om dubbelsterren of exoplaneten die rond sterren cirkelen te ontdekken, en om de massa's van sterrenclusters en hele sterrenstelsels te reconstrueren. Een systematische analyse van de afstanden en radiale snelheden van sterrenstelsels leidde tot de ontdekking van de kosmische uitdijing.
Radioastronomie is het deelgebied van de astronomie dat zich bezighoudt met de waarneming van radiogolven, een speciaal gebied in het elektromagnetische spectrum. De atmosfeer van de aarde heeft ‘radiovensters’: deze laten radiogolven in bepaalde frequentie- (of golflengte-)bereiken vrijwel ongehinderd door. Daardoor kunnen dergelijke radiogolven van astronomische objecten worden waargenomen met radiotelescopen op aarde.
De typische observatiefrequenties variëren van een bovengrens van ongeveer 300 gigahertz (GHz) tot tientallen megahertz (MHz). Dit komt overeen met golflengten van respectievelijk 1 millimeter (mm) tot tientallen meters. Door naar bijzonder geschikte droge locaties op grote hoogte te gaan, kunnen astronomen zelfs submillimeterwaarnemingen uitvoeren, tot golflengten van ongeveer 0,3 mm, wat overeenkomt met frequenties tot 1 terahertz (THz). De ondergrens van de frequentie van ongeveer 10 MHz is te wijten aan de zogenaamde ionosfeer van de aarde. Dat hooggelegen gebied in onze atmosfeer bevat talrijke geladen deeltjes, die ultralange radiogolven terugkaatsen naar de ruimte.
Radioastronomie stelt ons in staat om de emissie van koud gas in sterrenstelsels en de Melkweg te observeren, zoals atomair waterstof en moleculair gas. Op deze manier kunnen astronomen het diffuse interstellaire medium bestuderen, evenals de gebieden en processen waarin sterren en planeten worden geboren.
Radioastronomie maakt ook de studie mogelijk van zeer energetische objecten zoals pulsars en actieve galactische kernen: in of rond dergelijke objecten worden elektronen versneld in een sterk magnetisch veld, wat leidt tot de emissie van radiogolven die bekend staan als synchrotronstraling. Pulsars en de zeer heldere actieve galactische kernen die bekend staan als quasars werden ontdekt met behulp van radioastronomie, evenals het overblijfsel van de hete oerknalfase van ons universum, de kosmische microgolfachtergrond (CMB).
Hoewel radiogolven uit de ruimte voor het eerst werden gedetecteerd in de jaren 1930, werd radioastronomie pas na 1950 een belangrijke tak van de observationele astronomie.
Radiotelescopen ontvangen radiogolven uit de ruimte. Afhankelijk van de waarnemingsgolflengte kunnen ze een paraboolvorm hebben, vergelijkbaar met een satellietschotel met een ontvanger in het brandpunt, of kunnen ze metalen staafvormige figuren hebben die soms dipoolantennes worden genoemd.
De signalen worden vervolgens versterkt en verwerkt door een computer. Een radiotelescoop kan bestaan uit één schotel of uit een aantal antennes die met elkaar zijn verbonden tot een interferometer, waarbij een speciale computer, een correlator genaamd, signalen van de verschillende radiotelescopen combineert om informatie te verkrijgen die vervolgens kan worden verwerkt tot een beeld. Ze observeren voornamelijk radiogolven met frequenties variërend van ongeveer 30 megahertz tot 300 gigahertz, of 10 meter tot 1 millimeter in golflengte.
Afzonderlijke telescopen en ontvangers zijn geoptimaliseerd voor specifieke gebieden binnen deze band. Sommige radiotelescopen zijn geoptimaliseerd om licht met een iets kortere golflengte te observeren in een gebied van het elektromagnetische spectrum dat bekend staat als de submillimeter.
Radiogolven zijn het deel van het elektromagnetische spectrum met de langste golflengte, de laagste frequentie en de laagste energie. Ze variëren van een kortste golflengte van ongeveer 1 millimeter en een frequentie van 300 gigahertz tot vele kilometers in golflengte en megahertz in frequentie. Onze atmosfeer is transparant voor het grootste deel van deze golfband, waardoor radiotelescopen op de grond kunnen worden geplaatst.
In een reflectietelescoop of spiegel telescoop is het belangrijkste optische element een spiegel, de “primaire spiegel”, die invallend licht verzamelt. Spiegel telescopen worden vaak gekenmerkt door de diameter van de primaire spiegel, variërend van 10 centimeter voor kleinere amateur telescopen tot acht meter voor de grootste vaste spiegels die worden gebruikt in professionele telescopen. Nog grotere verzameloppervlakken kunnen worden verkregen door meerdere spiegelsegmenten te combineren, die dan op een vergelijkbare manier werken als een grotere vaste spiegel. Er zijn verschillende soorten spiegeltelescopen.
In een Newton-telescoop wordt het licht dat van de hoofdspiegel komt bijvoorbeeld zijdelings door een kleinere, vlakke spiegel in een oculair of een camera gereflecteerd.
In een Cassegrain-telescoop reflecteert een kleinere, bolle secundaire spiegel het licht terug door een opening in de hoofdspiegel.
Een refractietelescoop is een telescoop die een lens gebruikt als belangrijkste lichtverzamelend element. Dit in tegenstelling tot een reflectietelescoop, die een spiegel gebruikt voor deze functie. Refractietelescopen worden nog steeds veel gebruikt als amateur-telescopen, waarbij een speciale combinatie van lenzen die ongewenste kleureffecten corrigeren (“achromatische telescopen”) een uitstekende beeldkwaliteit kan opleveren voor visuele waarnemingen en astrofotografie.
In de professionele astronomie zijn refractietelescopen vanaf het begin van de 20e eeuw grotendeels verdrongen door spiegel-telescopen. Astronomen wilden steeds grotere openingen (lens- of spiegeldiameters), en het is moeilijk om refractietelescopen te maken met een lensdiameter van meer dan ongeveer een meter, omdat een lens alleen aan de rand wordt ondersteund, waardoor het zware midden van de lens onder invloed van de zwaartekracht doorhangt, waardoor de vorm en de optische eigenschappen van de lens worden vervormd.
Glossarium astronomicum