Beobachtungsastronomie – Wikipedia

Beobachtungsastronomie ist eine Abteilung der Astronomie, die sich mit der Aufzeichnung von Daten über das beobachtbare Universum befasst, im Gegensatz zur theoretischen Astronomie, die sich hauptsächlich mit der Berechnung der messbaren Implikationen physikalischer Modelle befasst. Es ist die Praxis und das Studium der Beobachtung von Himmelsobjekten mit Hilfe von Teleskopen und anderen astronomischen Instrumenten.

Als Wissenschaft wird das Studium der Astronomie dadurch etwas behindert, dass direkte Experimente mit den Eigenschaften des fernen Universums nicht möglich sind. Dies wird jedoch teilweise durch die Tatsache kompensiert, dass Astronomen eine Vielzahl sichtbarer Beispiele für Sternphänomene haben, die untersucht werden können. Auf diese Weise können Beobachtungsdaten in Diagrammen dargestellt und allgemeine Trends aufgezeichnet werden. In der Nähe befindliche Beispiele für bestimmte Phänomene wie variable Sterne können dann verwendet werden, um auf das Verhalten entfernterer Vertreter zu schließen. Diese entfernten Maßstäbe können dann verwendet werden, um andere Phänomene in dieser Nachbarschaft zu messen, einschließlich der Entfernung zu einer Galaxie.

Galileo Galilei drehte ein Teleskop zum Himmel und zeichnete auf, was er sah. Seit dieser Zeit hat die Beobachtungsastronomie mit jeder Verbesserung der Teleskoptechnologie stetige Fortschritte gemacht.

Unterteilungen[edit]

Eine traditionelle Unterteilung der Beobachtungsastronomie basiert auf dem Bereich des beobachteten elektromagnetischen Spektrums:

Methoden[edit]

Moderne Astrophysiker können nicht nur elektromagnetische Strahlung verwenden, sondern auch Beobachtungen mit Neutrinos, kosmischen Strahlen oder Gravitationswellen durchführen. Das Beobachten einer Quelle mit mehreren Methoden wird als Multi-Messenger-Astronomie bezeichnet.

Optische Astronomie und Radioastronomie können mit bodengestützten Observatorien durchgeführt werden, da die Atmosphäre bei den erfassten Wellenlängen relativ transparent ist. Observatorien befinden sich normalerweise in großer Höhe, um die durch die Erdatmosphäre verursachte Absorption und Verzerrung zu minimieren. Einige Wellenlängen des Infrarotlichts werden stark von Wasserdampf absorbiert, so dass sich viele Infrarotobservatorien an trockenen Orten in großer Höhe oder im Weltraum befinden.

Die Atmosphäre ist bei den Wellenlängen, die von der Röntgenastronomie, der Gammastrahlenastronomie, der UV-Astronomie und (mit Ausnahme einiger Wellenlängen- “Fenster”) der Ferninfrarotastronomie verwendet werden, undurchsichtig. Daher müssen Beobachtungen hauptsächlich von Ballons oder Weltraumobservatorien aus durchgeführt werden. Starke Gammastrahlen können jedoch durch die großen Luftschauer, die sie erzeugen, erfasst werden, und das Studium der kosmischen Strahlung ist ein schnell wachsender Zweig der Astronomie.

Wichtige Faktoren[edit]

Während eines Großteils der Geschichte der Beobachtungsastronomie wurden fast alle Beobachtungen im visuellen Spektrum mit optischen Teleskopen durchgeführt. Während die Erdatmosphäre in diesem Teil des elektromagnetischen Spektrums relativ transparent ist, hängen die meisten Teleskoparbeiten immer noch von den Sehbedingungen und der Lufttransparenz ab und sind im Allgemeinen auf die Nachtzeit beschränkt. Die Sehbedingungen hängen von den Turbulenzen und thermischen Schwankungen in der Luft ab. Orte, die häufig bewölkt sind oder unter atmosphärischen Turbulenzen leiden, begrenzen die Auflösung von Beobachtungen. Ebenso kann die Anwesenheit des Vollmonds den Himmel mit Streulicht erhellen und die Beobachtung schwacher Objekte behindern.

Sonnenuntergang über den Mauna Kea Observatorien.

Zu Beobachtungszwecken liegt der optimale Ort für ein optisches Teleskop zweifellos im Weltraum. Dort kann das Teleskop Beobachtungen machen, ohne von der Atmosphäre beeinflusst zu werden. Derzeit bleibt es jedoch kostspielig, Teleskope in die Umlaufbahn zu heben. Die nächstbesten Standorte sind daher bestimmte Berggipfel, die eine hohe Anzahl wolkenloser Tage aufweisen und im Allgemeinen gute atmosphärische Bedingungen (mit guten Sehbedingungen) aufweisen. Die Gipfel der Inseln Mauna Kea, Hawaii und La Palma besitzen diese Eigenschaften, in geringerem Maße auch Binnengebiete wie Llano de Chajnantor, Paranal, Cerro Tololo und La Silla in Chile. Diese Beobachtungsstellen haben eine Ansammlung leistungsstarker Teleskope angezogen, die insgesamt viele Milliarden US-Dollar investiert haben.

Die Dunkelheit des Nachthimmels ist ein wichtiger Faktor in der optischen Astronomie. Da die Größe von Städten und von Menschen besiedelten Gebieten immer größer wird, hat auch die Menge an künstlichem Licht in der Nacht zugenommen. Diese künstlichen Lichter erzeugen eine diffuse Hintergrundbeleuchtung, die die Beobachtung schwacher astronomischer Merkmale ohne spezielle Filter sehr schwierig macht. An einigen Orten wie dem Bundesstaat Arizona und im Vereinigten Königreich hat dies zu Kampagnen zur Reduzierung der Lichtverschmutzung geführt. Die Verwendung von Hauben um Straßenlaternen verbessert nicht nur die auf den Boden gerichtete Lichtmenge, sondern reduziert auch das auf den Himmel gerichtete Licht.

Atmosphärische Effekte (astronomisches Sehen) können die Auflösung eines Teleskops erheblich beeinträchtigen. Ohne Mittel zur Korrektur des Unschärfeeffekts der sich verschiebenden Atmosphäre können Teleskope mit einer Apertur von mehr als 15–20 cm ihre theoretische Auflösung bei sichtbaren Wellenlängen nicht erreichen. Infolgedessen war der Hauptvorteil der Verwendung sehr großer Teleskope die verbesserte Lichtsammelfähigkeit, die es ermöglicht, sehr schwache Größen zu beobachten. Das Auflösungsproblem wird jedoch zunehmend durch adaptive Optik, Speckle-Bildgebung und interferometrische Bildgebung sowie die Verwendung von Weltraumteleskopen überwunden.

Messergebnisse[edit]

Astronomen verfügen über eine Reihe von Beobachtungsinstrumenten, mit denen sie den Himmel messen können. Bei Objekten, die sich relativ nahe an Sonne und Erde befinden, können direkte und sehr genaue Positionsmessungen vor einem weiter entfernten (und damit nahezu stationären) Hintergrund durchgeführt werden. Frühe Beobachtungen dieser Art wurden verwendet, um sehr genaue Umlaufbahnmodelle der verschiedenen Planeten zu entwickeln und ihre jeweiligen Massen und Gravitationsstörungen zu bestimmen. Solche Messungen führten zur Entdeckung der Planeten Uranus, Neptun und (indirekt) Pluto. Sie führten auch zu einer irrtümlichen Annahme eines fiktiven Planeten Vulcan innerhalb der Umlaufbahn von Merkur (aber die Erklärung der Präzession der Umlaufbahn von Merkur durch Einstein wird als einer der Triumphe seiner allgemeinen Relativitätstheorie angesehen).

Entwicklungen und Vielfalt[edit]

ALMA ist das weltweit leistungsstärkste Teleskop zur Untersuchung des Universums bei Wellenlängen im Submillimeter- und Millimeterbereich.[3]

Neben der Untersuchung des Universums im optischen Spektrum konnten Astronomen zunehmend Informationen in anderen Teilen des elektromagnetischen Spektrums erfassen. Die frühesten derartigen nichtoptischen Messungen wurden an den thermischen Eigenschaften der Sonne durchgeführt. Instrumente, die während einer Sonnenfinsternis eingesetzt werden, könnten verwendet werden, um die Strahlung der Korona zu messen.

Radioastronomie[edit]

Mit der Entdeckung der Radiowellen begann sich die Radioastronomie zu einer neuen Disziplin in der Astronomie zu entwickeln. Die langen Wellenlängen von Radiowellen erforderten viel größere Sammelschalen, um Bilder mit guter Auflösung zu erzeugen, und führten später zur Entwicklung des Multi-Dish-Interferometers zur Herstellung von hochauflösenden Apertursynthese-Radiobildern (oder “Radiokarten”). Die Entwicklung des Mikrowellenhornempfängers führte zur Entdeckung der mit dem Urknall verbundenen Mikrowellenhintergrundstrahlung.[4]

Die Radioastronomie hat ihre Fähigkeiten weiter ausgebaut und sogar Radioastronomiesatelliten verwendet, um Interferometer mit Basislinien herzustellen, die viel größer als die Größe der Erde sind. Die ständig wachsende Nutzung des Funkspektrums für andere Zwecke übertönt jedoch allmählich die schwachen Funksignale der Sterne. Aus diesem Grund könnte in Zukunft die Radioastronomie von abgeschirmten Orten wie der anderen Seite des Mondes aus durchgeführt werden.

Entwicklungen des späten 20. Jahrhunderts[edit]

In der letzten Hälfte des 20. Jahrhunderts gab es schnelle technologische Fortschritte in der astronomischen Instrumentierung. Optische Teleskope wurden immer größer und verwendeten adaptive Optiken, um atmosphärische Unschärfen teilweise zu negieren. Neue Teleskope wurden in den Weltraum gebracht und begannen, das Universum im Infrarot-, Ultraviolett-, Röntgen- und Gammastrahlenteil des elektromagnetischen Spektrums sowie kosmische Strahlen zu beobachten. Interferometer-Arrays erzeugten die ersten extrem hochauflösenden Bilder unter Verwendung der Apertursynthese bei Radio-, Infrarot- und optischen Wellenlängen. Umlaufende Instrumente wie das Hubble-Weltraumteleskop führten zu raschen Fortschritten im astronomischen Wissen und fungierten als Arbeitspferd für die Beobachtung schwacher Objekte im sichtbaren Licht. Es wird erwartet, dass neue in der Entwicklung befindliche Weltrauminstrumente Planeten um andere Sterne, vielleicht sogar einige erdähnliche Welten, direkt beobachten.

Neben Teleskopen haben Astronomen begonnen, andere Instrumente für Beobachtungen zu verwenden.

Andere Instrumente[edit]

Die Neutrinoastronomie ist der Zweig der Astronomie, der astronomische Objekte mit Neutrino-Detektoren in speziellen Observatorien, normalerweise riesigen unterirdischen Tanks, beobachtet. Kernreaktionen in Sternen und Supernova-Explosionen erzeugen eine sehr große Anzahl von Neutrinos, von denen einige mit einem Neutrino-Teleskop nachgewiesen werden können. Die Neutrino-Astronomie wird durch die Möglichkeit motiviert, Prozesse zu beobachten, die für optische Teleskope wie den Sonnenkern nicht zugänglich sind.

Es werden Gravitationswellendetektoren entwickelt, die Ereignisse wie Kollisionen von massiven Objekten wie Neutronensternen oder Schwarzen Löchern erfassen können.[5]

Roboter-Raumfahrzeuge werden zunehmend auch eingesetzt, um Planeten im Sonnensystem sehr detailliert zu beobachten, so dass das Gebiet der Planetenforschung jetzt einen signifikanten Übergang zu den Disziplinen Geologie und Meteorologie aufweist.

Beobachtungswerkzeuge[edit]

Teleskope[edit]

Ein Amateur-Astrofotografie-Setup mit einem automatisierten Leitsystem, das an einen Laptop angeschlossen ist.

Das Schlüsselinstrument fast aller modernen Beobachtungsastronomie ist das Teleskop. Dies dient dem doppelten Zweck, mehr Licht zu sammeln, damit sehr schwache Objekte beobachtet werden können, und das Bild zu vergrößern, damit kleine und entfernte Objekte beobachtet werden können. Die optische Astronomie erfordert Teleskope, die optische Komponenten mit hoher Präzision verwenden. Typische Anforderungen zum Schleifen und Polieren eines gekrümmten Spiegels erfordern beispielsweise, dass die Oberfläche innerhalb eines Bruchteils einer Lichtwellenlänge einer bestimmten konischen Form liegt. Viele moderne “Teleskope” bestehen tatsächlich aus Arrays von Teleskopen, die zusammenarbeiten, um durch Apertursynthese eine höhere Auflösung zu erzielen.

Große Teleskope sind in Kuppeln untergebracht, um sie vor Witterungseinflüssen zu schützen und die Umgebungsbedingungen zu stabilisieren. Wenn sich beispielsweise die Temperatur von einer Seite des Teleskops zur anderen unterscheidet, ändert sich die Form der Struktur aufgrund der Wärmeausdehnung, die optische Elemente aus ihrer Position drückt. Dies kann sich auf das Bild auswirken. Aus diesem Grund sind die Kuppeln normalerweise hellweiß (Titandioxid) oder unbemaltes Metall. Kuppeln werden oft gegen Sonnenuntergang geöffnet, lange bevor die Beobachtung beginnen kann, damit die Luft zirkulieren und das gesamte Teleskop auf die gleiche Temperatur wie die Umgebung bringen kann. Um zu verhindern, dass Windbuffets oder andere Vibrationen die Beobachtungen beeinträchtigen, ist es üblich, das Teleskop auf einem Betonpfeiler zu montieren, dessen Fundamente vollständig von denen der umgebenden Kuppel und des Gebäudes getrennt sind.

Um fast jede wissenschaftliche Arbeit zu erledigen, müssen Teleskope Objekte verfolgen, während sie über den sichtbaren Himmel rollen. Mit anderen Worten, sie müssen die Rotation der Erde reibungslos kompensieren. Bis zum Aufkommen computergesteuerter Antriebsmechanismen war die Standardlösung eine Form der äquatorialen Montage, und für kleine Teleskope ist dies immer noch die Norm. Dies ist jedoch ein strukturell schlechtes Design und wird mit zunehmendem Durchmesser und Gewicht des Teleskops immer umständlicher. Das weltweit größte äquatorial montierte Teleskop ist das 5,1 m lange Hale-Teleskop, während neuere 8–10 m-Teleskope die strukturell bessere Altazimut-Montierung verwenden und tatsächlich physisch sind kleiner als der Hale, trotz der größeren Spiegel. Ab 2006 laufen Designprojekte für gigantische Alt-Az-Teleskope: das 30-Meter-Teleskop [1]und das überwältigend große Teleskop mit einem Durchmesser von 100 m.[7]

Amateurastronomen verwenden Instrumente wie den Newtonschen Reflektor, den Refraktor und das immer beliebter werdende Maksutov-Teleskop.

Fotografie[edit]

Das Foto spielt seit über einem Jahrhundert eine entscheidende Rolle in der Beobachtungsastronomie. In den letzten 30 Jahren wurde es jedoch für Bildgebungsanwendungen weitgehend durch digitale Sensoren wie CCDs und CMOS-Chips ersetzt. Fachgebiete der Astronomie wie Photometrie und Interferometrie setzen elektronische Detektoren seit viel längerer Zeit ein. Bei der Astrofotografie wird ein spezieller fotografischer Film (oder normalerweise eine mit einer fotografischen Emulsion beschichtete Glasplatte) verwendet. Es gibt jedoch eine Reihe von Nachteilen, insbesondere eine geringe Quanteneffizienz in der Größenordnung von 3%, während CCDs auf eine QE von> 90% eingestellt werden können ein schmales Band. Fast alle modernen Teleskopinstrumente sind elektronische Arrays, und ältere Teleskope wurden entweder mit diesen Instrumenten nachgerüstet oder geschlossen. Glasplatten werden immer noch in einigen Anwendungen verwendet, wie zum Beispiel Vermessung,[citation needed] weil die mit einem chemischen Film mögliche Auflösung viel höher ist als bei jedem bisher konstruierten elektronischen Detektor.

Vorteile[edit]

Vor der Erfindung der Fotografie wurde die gesamte Astronomie mit bloßem Auge durchgeführt. Doch noch bevor Filme sensibel genug wurden, wechselte die wissenschaftliche Astronomie aufgrund der überwältigenden Vorteile vollständig zum Film:

  • Das menschliche Auge verwirft das, was es sieht, von Sekundenbruchteil zu Sekundenbruchteil, aber der fotografische Film sammelt immer mehr Licht, solange der Verschluss geöffnet ist.
  • Das resultierende Bild ist permanent, sodass viele Astronomen dieselben Daten verwenden können.
  • Es ist möglich, Objekte zu sehen, die sich im Laufe der Zeit ändern (SN 1987A ist ein spektakuläres Beispiel).

Blinkkomparator[edit]

Der Blinkkomparator ist ein Instrument, mit dem zwei nahezu identische Fotos aus demselben Himmelsabschnitt zu unterschiedlichen Zeitpunkten verglichen werden. Der Komparator wechselt die Beleuchtung der beiden Platten abwechselnd, und Änderungen werden durch Blinkpunkte oder Streifen sichtbar. Dieses Instrument wurde verwendet, um Asteroiden, Kometen und variable Sterne zu finden.

Mikrometer[edit]

Das Positions- oder Kreuzdrahtmikrometer ist ein Gerät, mit dem Doppelsterne gemessen wurden. Dies besteht aus einem Paar feiner, beweglicher Linien, die zusammen oder auseinander bewegt werden können. Die Teleskoplinse ist auf dem Paar ausgerichtet und mit Positionsdrähten ausgerichtet, die rechtwinklig zur Sternentrennung liegen. Die beweglichen Drähte werden dann an die beiden Sternpositionen angepasst. Die Trennung der Sterne wird dann vom Instrument abgelesen und ihre wahre Trennung basierend auf der Vergrößerung des Instruments bestimmt.

Spektrograph[edit]

Ein wichtiges Instrument der Beobachtungsastronomie ist der Spektrograph. Durch die Absorption bestimmter Wellenlängen des Lichts durch Elemente können bestimmte Eigenschaften entfernter Körper beobachtet werden. Diese Fähigkeit hat zur Entdeckung des Heliumelements im Emissionsspektrum der Sonne geführt und es den Astronomen ermöglicht, viele Informationen über entfernte Sterne, Galaxien und andere Himmelskörper zu bestimmen. Die Doppler-Verschiebung (insbesondere “Rotverschiebung”) von Spektren kann auch verwendet werden, um die radiale Bewegung oder Entfernung in Bezug auf die Erde zu bestimmen.

Frühe Spektrographen verwendeten Prismenbänke, die das Licht in ein breites Spektrum aufteilten. Später wurde der Gitterspektrograph entwickelt, der den Lichtverlust im Vergleich zu Prismen reduzierte und eine höhere spektrale Auflösung lieferte. Das Spektrum kann bei Langzeitbelichtung fotografiert werden, so dass das Spektrum schwacher Objekte (z. B. entfernter Galaxien) gemessen werden kann.

Die Sternphotometrie wurde 1861 zur Messung von Sternfarben eingesetzt. Diese Technik maß die Größe eines Sterns in bestimmten Frequenzbereichen und ermöglichte die Bestimmung der Gesamtfarbe und damit der Temperatur eines Sterns. Bis 1951 ein international standardisiertes System von UBV-Größen (U.ltraviolett-B.lue-V.isual) wurde angenommen.

Photoelektrische Photometrie[edit]

Die photoelektrische Photometrie unter Verwendung des CCD wird heutzutage häufig verwendet, um Beobachtungen durch ein Teleskop durchzuführen. Diese empfindlichen Instrumente können das Bild nahezu bis auf das Niveau einzelner Photonen aufnehmen und können so gestaltet werden, dass sie Teile des Spektrums betrachten, die für das Auge unsichtbar sind. Die Fähigkeit, das Eintreffen einer kleinen Anzahl von Photonen über einen bestimmten Zeitraum aufzuzeichnen, kann eine gewisse Computerkorrektur für atmosphärische Effekte ermöglichen und das Bild schärfen. Es können auch mehrere digitale Bilder kombiniert werden, um das Bild weiter zu verbessern. In Kombination mit der adaptiven Optiktechnologie kann sich die Bildqualität der theoretischen Auflösungsfähigkeit des Teleskops annähern.

Filter werden verwendet, um ein Objekt bei bestimmten Frequenzen oder Frequenzbereichen anzuzeigen. Mehrschichtfilmfilter können eine sehr genaue Steuerung der übertragenen und blockierten Frequenzen ermöglichen, so dass beispielsweise Objekte mit einer bestimmten Frequenz betrachtet werden können, die nur von angeregten Wasserstoffatomen emittiert wird. Filter können auch verwendet werden, um die Auswirkungen der Lichtverschmutzung teilweise zu kompensieren, indem unerwünschtes Licht ausgeblendet wird. Polarisationsfilter können auch verwendet werden, um zu bestimmen, ob eine Quelle polarisiertes Licht emittiert, und um die Ausrichtung der Polarisation zu bestimmen.

Beobachten[edit]

Die Hauptplattform in La Silla beherbergt eine Vielzahl von Teleskopen, mit denen Astronomen das Universum erkunden können.[8]

Astronomen beobachten eine Vielzahl von astronomischen Quellen, darunter hochrotverschobene Galaxien, AGNs, das Nachleuchten des Urknalls und viele verschiedene Arten von Sternen und Protosternen.

Für jedes Objekt kann eine Vielzahl von Daten beobachtet werden. Die Positionskoordinaten lokalisieren das Objekt am Himmel mithilfe der Techniken der sphärischen Astronomie, und die Größe bestimmt seine Helligkeit von der Erde aus gesehen. Die relative Helligkeit in verschiedenen Teilen des Spektrums liefert Informationen über die Temperatur und Physik des Objekts. Durch Fotografien der Spektren kann die Chemie des Objekts untersucht werden.

Parallaxenverschiebungen eines Sterns vor dem Hintergrund können verwendet werden, um die Entfernung bis zu einer durch die Auflösung des Instruments vorgegebenen Grenze zu bestimmen. Die Radialgeschwindigkeit des Sterns und Änderungen seiner Position im Laufe der Zeit (Eigenbewegung) können verwendet werden, um seine Geschwindigkeit relativ zur Sonne zu messen. Variationen in der Helligkeit des Sterns weisen auf Instabilitäten in der Atmosphäre des Sterns oder auf die Anwesenheit eines okkulten Begleiters hin. Die Umlaufbahnen von Doppelsternen können verwendet werden, um die relativen Massen jedes Begleiters oder die Gesamtmasse des Systems zu messen. Spektroskopische Binärdateien können durch Beobachtung von Dopplerverschiebungen im Spektrum des Sterns und seines engen Begleiters gefunden werden.

Sterne mit identischen Massen, die sich zur gleichen Zeit und unter ähnlichen Bedingungen gebildet haben, haben typischerweise nahezu identische beobachtete Eigenschaften. Durch Beobachtung einer Masse eng verbundener Sterne, beispielsweise in einem Kugelsternhaufen, können Daten über die Verteilung der Sterntypen zusammengestellt werden. Diese Tabellen können dann verwendet werden, um das Alter des Vereins abzuleiten.

Für entfernte Galaxien und AGNs werden Beobachtungen über die Gesamtform und die Eigenschaften der Galaxie sowie über die Gruppierungen gemacht, in denen sie gefunden werden. Die Beobachtung bestimmter Arten variabler Sterne und Supernovae bekannter Leuchtkraft, die als Standardkerzen bezeichnet werden, in anderen Galaxien ermöglicht den Rückschluss auf die Entfernung zur Wirtsgalaxie. Durch die Ausdehnung des Weltraums werden die Spektren dieser Galaxien je nach Entfernung verschoben und durch den Doppler-Effekt der Radialgeschwindigkeit der Galaxie modifiziert. Sowohl die Größe der Galaxie als auch ihre Rotverschiebung können verwendet werden, um etwas über die Entfernung der Galaxie abzuleiten. Beobachtungen einer großen Anzahl von Galaxien werden als Rotverschiebungsuntersuchungen bezeichnet und zur Modellierung der Entwicklung von Galaxienformen verwendet.

Siehe auch[edit]

Verwandte Listen[edit]

Verweise[edit]

  1. ^ Schindler, K.; Wolf, J.; Bardecker, J.; Olsen, A.; Müller, T.; Kiss, C.; Ortiz, JL; Braga-Ribas, F.; Camargo, JIB; Herald, D.; Krabbe, A. (2017). “Ergebnisse einer Sternakkultation mit drei Akkorden und einer Ferninfrarotphotometrie des transneptunischen Objekts (229762) 2007 UK126”. Astronomie & Astrophysik. 600: A12. arXiv:1611.02798. Bibcode:2017A & A … 600A..12S. doi:10.1051 / 0004-6361 / 201628620.
  2. ^ “La Silla posiert für ein Ultra HD-Shooting”. ESO Bild der Woche. Abgerufen 16. April 2014.
  3. ^ “Im Bann der Magellanschen Wolken”. ESO Bild der Woche. Abgerufen 17. April 2013.
  4. ^ Dicke, RH; Peebles, PJE; Roll, PG; Wilkinson, DT (Juli 1965). “Kosmische Schwarzkörperstrahlung”. Das astrophysikalische Journal. 142: 414–419. Bibcode:1965ApJ … 142..414D. doi:10.1086 / 148306. ISSN 0004-637X.
  5. ^ “Planen Sie ein helles Morgen: Perspektiven für die Gravitationswellenastronomie mit Advanced LIGO und Advanced Virgo”. LIGO Wissenschaftliche Zusammenarbeit. Abgerufen 31. Dezember 2015.
  6. ^ Das Das Quito Astronomical Observatory wird von der offiziellen Website der National Polytechnic School, EPN, verwaltet.
  7. ^ Das ESO 100-m OWL optische Teleskopkonzept
  8. ^ “Die marsianische Landschaft von La Silla”. Abgerufen 16. November 2015.

Externe Links[edit]

Medien im Zusammenhang mit Beobachtungsastronomie bei Wikimedia Commons