육안 또는 망원경이나 측광기(測光器) · 분광기(分光器) 등의 기계로 천체의 위치 · 거리 · 운동 · 물리상태 등을 측정해 천체와 우주에 관한 연구자료를 얻는 행위를 가리킨다.

천문학 연구는 각종 천체 및 천체현상의 관측에서 시작된다.

현대천문학의 특징은 γ선 · X선에서 자외선 · 가시광(可視光) · 적외선, 나아가 전파 영역까지 넓은 파장역(波長域)에 걸쳐 여러 가지 정보를 얻을 수 있게 된 점이다.

1940년대까지 천문학 관측은 거의 빛 영역에 한정되었다.

제2차 세계대전 후 전파천문학 · 적외선천문학이 개척되었는데, 모두 전자공학의 발달에 의하며, X선천문학과 자외선천문학에서는 단파장인 전자기파(電磁氣波)가 지구대기를 투과하지 못하기 때문에 대기 밖에서의 관측이 필요하다.

이 분야 및 원적외(遠赤外)라는 장파장인 적외역(赤外域) 관측에는 최근의 우주개발이 크게 기여했다.

현대의 천체관측은 많은 비밀을 밝혀주었다.

항성은 고밀도의 가스덩어리이며, 그 표면온도는 수천K에서 수만K이다.

항성은 주로 빛의 영역에서 빛나는데 고온항성은 자외선을, 저온인 것은 적외선을 복사한다.

우주에는 고온 · 저밀도의 가스가 있는데, 이온화해 플라즈마 상태가 되어 있고, 이와 같은 가스에서는 전파와 X선이 복사된다.

저온인 성간(星間)가스는 고체미립자로 응축되어 있어 적외역에서 빛난다.

하나의 별이라도 그 온도-밀도구조에 따라 관측파장역마다 여러 가지 양상을 보인다.

예컨대 우리가 평소에 보는 태양은 빛으로 본 태양이며, 약 6,000K 온도의 광구(光球)라고 부르는 것인데, 그 외측에는 수백만K~수천만K에 이르는 코로나가 있어 전파와 X선이 복사되고, 태양에서 외측을 향해 작용하는 자기력선을 따라 태양풍이라는 가스의 흐름이 존재한다.

〔천체관측의 종류〕 천체관측은 무엇을 관측하느냐에 따라 다음과 같이 나눌 수 있다.

① 위치관측 : 각종 천체의 천구상의 정밀한 위치를 측정한다.

이 데이터는 천체의 운동에 관한 연구의 기초자료이다.

② 미세구조의 관측 : 태양면의 현상, 행성면의 모양, 이중성(二重性), 성단(星團)을 개개의 별로 분해, 먼 은하의 구조 등을 관측한다.

③ 측광관측 : 천체의 밝기 및 색을 관측한다.

변광성(變光星)등과 같이 현상의 시간변화를 관측하는 것은 특히 중요하다.

별의 색은 연속 스펙트럼의 에너지 분포를 통해 그 별의 온도 및 은하계내에서의 성간흡수의 양을 나타낸다.

④ 분광관측 : 각종 전체의 흡수선 또는 휘선(輝線) 스펙트럼을 관측한다.

별의 선스펙트럼의 해석을 통해 그 별의 대기구조와 원소의 화학조성을 알 수 있다.

구상(球狀)성단과 은하에서는 어떤 별로 구성되었는지를 알 수 있다.

선스펙트럼의 파장이동(移動)으로부터 도플러 효과에 의해 시선(視線) 속도를 알 수 있다.

⑤ 탐사, 새로운 천체의 발견 : 혜성 · 신성 · 초신성(超新星)과 같은 돌발적 현상의 발견이나, 또는 미광(微光) 때문에 종전에 조사가 미치지 못한 천체를 발견하는 일 등이다.

어디에 나타날지 모르는 천체를 발견하려면 슈미트 카메라와 같은 넓은 시야의 사진관측 망원경이 필요하다.

〔관측과 기록〕 천문학에서 취급하는 현상은 환경을 제어하면서 실험할 수 없고, 되풀이해 실험할 수도 없다.

천체관측은 그 관측시점에서의 천공(天空)의 기록이라는 성격을 가진다.

100년 전의 천체사진은 100년 전의 기록이며, 어제의 관측은 어제의 기록이다.

새로운 천체 또는 천체현상이 발견되었을 경우, 기록에 의해 과거로 거슬러 올라가 조살할 수 있다.

현상이 아무리 복잡하더라도 다방면으로 관측을 되풀이해 복잡함을 풀어나가 현상의 본질을 규명하는 것이 천문학 연구에 부과된 숙명이다.

천체관측의 진보는 망원경과 검출기의 발달에 힘입은 바 크다.

X선에서 전파까지 각 영역마다 각각 다른 망원경 · 검출기가 사용된다.

파장(에너지)마다 전자기파와 물질의 상호작용이 다르기 때문이다.

〔망원경〕 빛의 망원경은 1608년 네덜란드에서 발명되었는데, G. 갈릴레이가 1609년 망원경으로 처음 천체관측을 했다.

굴절망원경의 대물(對物)렌즈는 볼록렌즈이다.

반사망원경은 I. 뉴튼의 발명품이며 대물경에 오목거울을 사용한 것으로 색수차(色收差)는 없었다.

18~19세기에 F. W. 허셜과 F. E. 로스가 만든 반사망원경은 구경이 120~180cm나 되었다고 한다.

19세기 후반, 많은 대구경 굴절망원경이 제작 되었다.

미국의 릭천문대와 여키스천문대의 것은 각각 90cm와 101cm의 굴절망원경이다.

그러나 렌즈 속을 빛이 지나기 위해 요구되는 균질(均質)의 대구경 유리재(材)를 얻기 어렵고, 렌즈가 두꺼워지면 그만큼 렌즈 내에서의 흡수가 커지기 때문에, 이 이상의 대구경인 것은 만들어지지 않았다.

지금의 대구경 망원경은 반사망원경이다.

최대의 것은 소련의 제렌추크스카야천문대의 600cm, 미국의 팔로마산천문대의 508cm반사망원경인데, 최근의 기술적 개발에 따라, 보다 큰 대구경 망원경을 제작 또는 계획중이다.

망원경의 능력은 미광(微光)천체로부터의 빛을 모으는 일과, 멀리 있는 천체의 모양을 선명하게 분해해 볼 수 있게 하는 일이다.

전자의 집광력(集光力)은 집광면적인 주경(主鏡)의 구경의 제곱에 비례하고, 후자는 각분해능(角分解能)이라 부르는데, 주경의 구경에 의한 회절상(回折像)으로 결정되며 주경의 구경에 비례한다.

즉, 망원경 주경의 구경이 클수록 밝고 선명한 상을 얻을 수 있다.

그러나 실제로 주경구경이 어느 정도 이상 커지면, 지상망원경의 분해능은 공기의 요란(擾亂)으로 제한된다.

공기의 요란은 상층에서부터 일어나서 돔의 주위, 심지어는 경통(鏡筒) 내에서까지 일어난다.

대기 밖에 나오면 대기 요란에 좌우되지 않는 망원경 본래의 분해능을 얻을 수 있다.

기구(氣球)관측인 경우, 30km 정도 올라가면 가시광 · 근자외선 · 적외선에 대해 지상의 몇 배나 되는 선명도로 관측할 수 있다.

특히 적외선 영역에서는 100μ이상의 파장에 이르는 넓은 범위에 걸쳐 대기의 흡수를 받지 않는다.

이 분야에서는 구경 30cm에서 1m급의 반사망원경이 사용되며, 각종 천체의 측광(測光)과 분광(分光)관측이 행해진다.

X선과 γ선에 대해서도 기구고도(氣球高度)가 30~40km가 되면 충분히 관측 가능하지만, 밑에 있는 대기에서 발생하는 백그라운드는 문제가 된다.

이것은 X선과 γ선에서 현저하며, 스페이스 망원경을 사용하는 이유도 이 때문이다.

전파는 파장이 길므로 회절이 커서, 각분해능을 높이려면 대단히 큰 구경이 필요하다.

이 때문에 복수(複數)의 전파망원경을 일정거리에 떼어놓아 간섭계(干涉計)로서 사용하는 데, 분해할 수 있는 각도는 떼어놓은 거리에 반비례 한다.

최근에는 지구의 반지름 정도만큼 떨어진 복수의 전파망원경을 간섭계(초장기선 간섭계〈VLBI ; very long baseline interferometry〉)로 사용한다.

〔검출기〕 19세기 중엽까지 천체관측은 안시(眼視)관측에 한정되었다.

19세기에 사진술이 발명되어, 1850년경부터 밤하늘의 별의 촬상(撮像)에 응용되기 시작했다.

잘 처리된 건판은 약 100년간 보존할 수 있으며, 재측정에 사용할 수 있다.

각 천문대에 보존되어 있는 이런 건판은 과거의 천공(天空)의 기록으로서 귀중한 데이터이다.

사진건판은 그 후 발달한 천체 분광관측에도 크게 활용되어 오늘에 이르고 있다.

사진은 최근의 고체촬영소자에 비해 양자(量子) 효율이 낮아 광량(光量)과 사진의 흑암성(黑暗性)과 비직선성(非直線性)이라는 결점은 있으나, 넓은 면적의 천공을 한번에 촬영할 수 있다.

광전관(光電管)은 빛을 전류로 바꾸어 측정하는 장치이다.

광전관이 별의 밝기를 측정하는 데 쓰인 것은 1930년 대인데, 광전자 증배관(增倍管)이 발명된 50년경부터 측광관측의 정밀도는 크게 향상되었다.

광전관은 양자효율이 높고 전류가 빛의 세기에 비례한다는 장점을 갖는데 1채널밖에 없다는 결점이 있다.

최근에 발달이 두드려진 고체촬영소자는 많은 광선변환장치(photodiode)를 늘어놓고, 높은 양자효율로 상을 얻는 장치이다.

한편으로는 망원경의 대구경화에 의해 되도록 많은 빛을 모으고, 다른 한편으로는 고체촬영소자와 같은 검출기의 개발과 성능향상으로 모은 빛을 되도록 유효하게 활용해 희미한 빛 속에서 최대한의 정보를 얻는다는 것이 현대 천체관측의 특징이다.

〔관측방법〕 천체의 위치는 천구면에 설정한 좌표계(각도)로 표시되며, 거리는 따로 정한다.

기본이 되는 것은 적도좌표계인데 적경(赤經) · 적위(赤緯)로 표시한다.

천체의 위치측정에 가장 기본적인 것은 자오환(子午環)이며, 위치의 절대측정을 한다.

천정(天頂)은 연직선으로 결정한다.

천공의 북극은 주극성(周極星)의 상방(上方) 및 하방의 남중(자오선 통과)을 관측해서 결정하고, 춘분점(春分點)은 태양 및 태양계의 천체를 관측해서 결정한다.

별의 시준(視準, bisection)은 처음에 육안으로 했는데, 광전관을 사용, 특수한 시준장치를 개발함으로써 종래 문제가 되던 개인차를 없애고 측정정밀도가 현격히 향상되었다.

자오환은 대형화하면 망원경 자체의 자중(自重) 때문에 휘므로 구경 20cm 정도가 한도로 되어 있다.

보다 어두운 별의 위치는 사진을 찍어 건판상의 위치를 자오환 등으로 정확하게 측정한 표준성(標準星)의 위치로부터 상대적으로 측정한다.

탐사 또는 소천(掃天)관측에서는 전천(全天) 또는 넓은 천역을 조사하는 일이 필요한데, 밝은 광학계(光學系)로서 넓은 시야를 사진관측할 수 있는 슈미트 카메라가 사용된다.

슈미트 카메라로는 약 40cm 각(角)의 건판을 사용해 천공의 6도 사방(四方)의 성야(星野)를 찍을 수 있다.

스펙트럼 탐사에는 예컨대 슈미트 카메라에 대물 프리즘을 부착해 촬영하면 여기에 찍힌 천체의 스펙트럼을 한꺼번에 얻을 수 있다.

천문학의 진보와 함께 관측대상은 별에서나 은하에서나 보다 어두운 천체로 향하고 있다.

미광전체의 보다 정밀한 관측결과가 천문학의 진보를 가져온다고 역으로 말할 수도 있다.

희미한 빛에서 정보를 얻으려면 대구경 망원경의 집광력이 필요하며, 이 집광을 분광 · 측광 · 변광 · 편광(자기장 측정) 등 목적에 따라 다방면으로 측정한다.

빛의 영역에 한정하지 않고, X선에서 전파까지 모든 파장역에서 대구경화가 필요하며, 이들을 종합해 우주의 보다 완전한 묘상(描像)을 얻을 수 있다.

〔아마추어의 천체관측〕 아마추어 관측이 큰 기여를 하는 경우가 있다.

천체현상은 되풀이되지 않고, 천체관측에는 그때 그때의 천체현상의 기록이라는 성격이 있기 때문이다.

태양흑점 · 변광성 · 행성면(面) · 유성(流星) 등 아마추어가 활약할 수 있는 분야는 많다.

예로부터 혜성 발견에는 아마추어의 공헌이 컸다.

미광(微光)의 어두운 신성도 발견되는 일이 많아졌는데, 이것은 천체사진 보급에 힘입은 바 크다.

아마추어의 관찰대상은 무엇이든 좋다.

심야에 혼자 별이 총총한 밤하늘을 쳐다보면서 즐기는 것도 좋다.

천체를 관찰할 때는 우선 반달의 월면과 토성의 고리를 살펴보는 것이 좋다.

망원경에는 사진에는 없는 감격이 있다.