觀察天文學
觀察天文學是天文學的劃分，與理論天文學相比，與可觀察到的宇宙的記錄數據有關，這主要與計算物理模型的可測量含義有關。這是使用望遠鏡和其他天文儀器使用觀察天體對象的實踐和研究。
作為一門科學，對天文學的研究有些阻礙，因為無法直接實驗遙遠宇宙的特性。但是，這部分是由於天文學家有大量可見的恆星現象實例，可以進行研究。這允許在圖表上繪製觀察數據，並記錄一般趨勢。然後，可以使用附近特定現象的例子，例如可變恆星，以推斷更遙遠的代表的行為。然後，可以使用那些遙遠的碼數來測量該社區中的其他現象，包括與銀河系的距離。
伽利略·蓋利裡（Galileo Galilei）將望遠鏡轉向天上，並記錄了他所看到的。自那時以來，觀察天文學在望遠鏡技術方面的每一項改進都取得了穩步的進步。
觀察天文學的細分
觀察天文學的傳統劃分基於觀察到的電磁譜的區域：
- 射電天文學檢測到毫米至decametre波長的輻射。接收器與無線電廣播傳輸中使用的接收器相似，但更敏感。另請參見射電望遠鏡。
- 紅外天文學涉及紅外輻射的檢測和分析（這通常是指比矽固態檢測器的檢測極限（約1μM波長）的波長更長。最常見的工具是反射望遠鏡，但對探測器對紅外波長敏感。空間望遠鏡用於大氣不透明的某些波長，或消除噪聲（大氣中的熱輻射）。
- 光學天文學是天文學的一部分，它使用光學儀器（鏡子，鏡頭和固態探測器）觀察到近紅外到接近紫外線波長的光。使用人眼可檢測到的波長（約400-700 nm）的可見光天文學落在該頻譜的中間。
- 高能天文學包括X射線天文學，伽馬射線天文學和極端紫外線天文學。
- 掩蓋天文學是對即時的一個天體對象的觀察或黯然失色的。多弦的小行星掩蓋觀測值測量了小行星的剖面。
方法
除了使用電磁輻射外，現代天體物理學家還可以使用中微子，宇宙射線或重力波進行觀察。使用多種方法觀察源被稱為多通信者天文學。
光學和射電天文學可以用地面觀測器進行，因為在檢測到的波長下，氣氛相對透明。天文台通常位於高海拔地區，以最大程度地減少由地球大氣而引起的吸收和失真。一些紅外光的波長被水蒸氣大量吸收，因此許多紅外天文台位於高海拔高度或太空中的干燥位置。
在X射線天文學，伽馬射線天文學，紫外天文學的波長上，大氣是不透明的，除了少數波長“ Windows”）遠面紅外天文學，因此必須主要從氣球或太空觀測器進行觀察。但是，強大的伽瑪射線可以通過它們產生的大型空氣淋浴來檢測到，宇宙射線的研究是天文學的快速擴展的分支。
重要因素
對於觀察天文學的大部分歷史，幾乎所有觀察均在光學望遠鏡的視覺範圍內進行。儘管在電磁頻譜的這一部分中，地球的大氣相對透明，但大多數望遠鏡工作仍然取決於看到條件和空氣透明度，並且通常僅限於夜間。觀察條件取決於空氣中的湍流和熱變化。經常渾濁或遭受大氣湍流的位置限制了觀察結果的分辨率。同樣，滿月的存在可以用散落的光線照亮天空，從而阻礙對微弱物體的觀察。
為了觀察目的，毫無疑問，光望遠鏡的最佳位置在外太空中。那裡的望遠鏡可以進行觀察，而不會受到大氣的影響。但是，目前，將望遠鏡提升到軌道上仍然是昂貴的。因此，下一個最佳位置是某些山峰，它們的無雲天數量很高，並且通常具有良好的大氣條件（看見狀況良好）。 Mauna Kea，夏威夷和La Palma島的山峰具有這些特性，而較小程度的內陸地點，例如Llano de Chajnantor ， Paranal，Paranal ， Cerro Tololo和La Silla在智利。這些天文台的位置吸引了強大的望遠鏡組合，總計數十億美元的投資。
夜空的黑暗是光學天文學的重要因素。隨著城市和人口稠密地區的規模不斷擴大，夜間人造光的量也增加了。這些人造燈產生了瀰漫性的背景照明，使得在沒有特殊過濾器的情況下非常困難地觀察了微弱的天文特徵。在亞利桑那州和英國等幾個地點，這導致了減少光污染的運動。在路燈周圍使用引擎蓋不僅可以改善針對地面的光量，而且還有助於減少針對天空的光。
大氣效應（天文觀察）可能會嚴重阻礙望遠鏡的分辨率。如果沒有某種校正變化大氣的模糊效應的方法，大約15-20厘米的望遠鏡無法在可見波長下實現其理論分辨率。結果，使用非常大的望遠鏡的主要好處是提高的輕度收集能力，可以觀察到非常微弱的幅度。但是，通過自適應光學器件，斑點成像和干涉成像以及空間望遠鏡的使用，分辨率的障礙已經開始克服。
測量結果
天文學家有許多觀察工具，可以用來對天堂進行測量。對於相對接近太陽和地球的物體，可以在更遙遠（從而幾乎固定的）背景下進行直接且非常精確的位置測量。對這種性質的早期觀察被用於開發各種行星的非常精確的軌道模型，並確定它們各自的質量和重力擾動。這樣的測量導致了天王星，海王星和（間接）冥王星的發現。他們還導致了一個錯誤的假設，即在汞軌道內的虛構行星瓦坎（但愛因斯坦對水星軌道的進攻的解釋被認為是他的一般相對論理論的勝利）。
發展和多樣性
除了檢查光譜中的宇宙外，天文學家還越來越能夠在電磁頻譜的其他部分獲取信息。最早的非光學測量是由太陽的熱特性製成的。日食期間使用的儀器可用於測量電暈的輻射。
射電天文學
隨著無線電波的發現，射電射線天文學開始成為天文學的新學科。無線電波的長波長需要更大的收集菜餚才能使圖像具有良好的分辨率，後來導致開發了多用干涉儀，以製造高分辨率孔徑合成無線電圖像（或“無線電地圖”）。微波角接收器的發展導致發現與大爆炸相關的微波背景輻射。
射電天文學繼續擴大其能力，甚至使用射電天文衛星產生的干涉儀，其基礎線比地球大小要大得多。但是，無線電頻譜對其他用途的不斷擴展的用途逐漸淹沒了恆星的微弱無線電信號。因此，將來可能會從屏蔽的位置（例如月球的另一側）進行射電天文學。
20世紀後期的發展
二十世紀的最後一部分在天文儀器方面取得了快速的技術進步。光學望遠鏡的增長越來越大，並採用自適應光學元件來部分消除大氣模糊。新的望遠鏡被發射到太空中，並開始觀察電磁譜的紅外，紫外線， X射線和伽馬射線的宇宙，並觀察宇宙射線。干涉儀陣列使用無線電，紅外和光波長的孔徑合成產生了第一個極高的高分辨率圖像。諸如哈勃太空望遠鏡之類的軌道儀器在天文知識方面產生了快速的進步，是對微弱物體的可見光觀察的主力。預計正在開發的新太空工具將直接觀察其他恆星周圍的行星，甚至可能是某些類似地球的世界。
除望遠鏡外，天文學家還開始使用其他工具進行觀察。
其他樂器
中微子天文學是天文學的分支，它觀察到特殊天文台中的中微子探測器，通常是巨大的地下坦克。恆星和超新星爆炸中的核反應會產生大量的中微子，其中很少有人可以通過中微子望遠鏡檢測到。中微子天文學是出於觀察光學望遠鏡（例如太陽核心）無法訪問的過程的可能性。
正在設計引力波檢測器，可以捕獲諸如中子恆星或黑洞等大型物體的碰撞等事件。
機器人航天器也越來越多地用於對太陽系內的行星進行高度詳細的觀察，因此行星科學領域現在與地質和氣象學學科具有重要的交叉。
觀察工具
望遠鏡
幾乎所有現代觀察天文學的關鍵工具是望遠鏡。這是收集更多光的雙重目的，以便可以觀察到非常微弱的物體，並放大圖像，從而可以觀察到小而遙遠的物體。光學天文學需要望遠鏡使用精確精度的光學組件。例如，磨削和拋光彎曲鏡的典型要求要求表面在特定圓錐形的光線的一部分之內。許多現代的“望遠鏡”實際上由望遠鏡陣列組成，共同通過孔徑合成來提供更高的分辨率。
大型望遠鏡載有圓頂，既可以保護它們免受天氣，又可以穩定環境條件。例如，如果溫度從望遠鏡的一側到另一側，則由於熱膨脹將光學元件推出位置而變化。這可能會影響圖像。因此，圓頂通常是明亮的白色（二氧化鈦）或未上漆的金屬。圓頂通常在日落周圍打開，早在觀察開始之前就可以循環並將整個望遠鏡帶到與周圍環境相同的溫度。為了防止風箱或其他影響觀察結果的振動，將望遠鏡安裝在混凝土碼頭上的標準做法是其基礎與周圍圓頂和建築物的基礎完全分開的。
要進行幾乎所有科學工作，就需要望遠鏡在可見的天空上騎行時跟踪對象。換句話說，它們必須平穩補償地球的旋轉。直到計算機控制的驅動機制出現之前，標準解決方案是赤道安裝的某種形式，對於小型望遠鏡，這仍然是常態。但是，這是一種結構上差的設計，隨著望遠鏡的直徑和重量的增加，它變得越來越繁瑣。世界上最大的赤道安裝望遠鏡是200英寸（5.1 m）的Hale望遠鏡，而最近的8-10 M望遠鏡使用結構上更好的Altazimuth安裝座，儘管鏡子較大，但實際上比Hale更小。截至2006年，有針對巨大的Alt-az望遠鏡正在進行的設計項目：30米望遠鏡[1]和直徑100 m的壓倒性大型望遠鏡。
業餘天文學家使用牛頓反射器，折射器和日益流行的Maksutov望遠鏡等工具。
攝影
這張照片在觀察天文學中發揮了關鍵作用，已有一個多世紀的歷史，但是在過去的30年中，它在很大程度上被CCD和CMOS芯片等數字傳感器的成像應用所取代。天文學的專業領域，例如光度法和乾涉法已經使用了更長的時間。天體攝影使用專業的攝影膜（或通常是塗有照相乳液的玻璃板），但是有許多缺點，尤其是低量子效率的效率，為3％，而CCD可以調節QE> 90％的QE> 90％一個狹窄的樂隊。幾乎所有現代的望遠鏡儀器都是電子陣列，並且較舊的望遠鏡已經使用這些儀器進行了改裝或關閉。玻璃板仍用於某些應用，例如測量，因為使用化學膜的分辨率遠高於尚未構建的任何電子探測器。
優點
在發明攝影之前，所有天文學都是用肉眼完成的。然而，甚至在電影變得足夠敏感之前，科學天文學都完全轉向了電影，這是由於壓倒性的優勢：
- 人類的眼睛丟棄了從瞬間到分裂的看到的東西，但是只要快門開放，攝影電影就會越來越光線。
- 最終的圖像是永久的，因此許多天文學家可以使用相同的數據。
- 可以看到對象隨著時間的變化而看到的（ SN 1987a是一個壯觀的例子）。
眨眼比較器
眨眼比較器是一種用於比較不同時間點上由同一天空製成的幾乎相同照片的儀器。比較器交替對兩個板的照明，任何變化均通過閃爍的點或條紋揭示。該儀器已用於查找小行星，彗星和可變星。
千分尺
位置或跨線千分尺是用於測量雙星星的實現。這包括一對可移動或分開的精美，可移動的線條。望遠鏡的鏡頭在兩對上排成一列，並使用與恆星分離成直角的位置線定向。然後調整可移動的電線以匹配兩個恆星位置。然後從儀器上讀取恆星的分離，並根據儀器的放大量確定其真實分離。
光譜儀
觀察天文學的重要工具是光譜儀。通過元素吸收光的特定波長，可以觀察到遠處的特定特性。這種能力導致在太陽發射光譜中發現了氦氣元素，並允許天文學家確定有關遠處恆星，星系和其他天體的大量信息。光譜的多普勒移位（尤其是“紅移”）也可以用於確定相對於地球的徑向運動或距離。
早期光譜儀採用了將光線分為廣泛的棱鏡庫。後來開發了光光譜儀，與棱鏡相比，光損失量減少了，並提供了更高的光譜分辨率。可以在長時間的暴露範圍內拍攝頻譜，從而可以測量微弱的物體（例如遙遠的星系）。
恆星光度法在1861年開始使用，作為測量恆星顏色的一種手段。該技術在特定頻率範圍內測量了恆星的大小，從而確定了整體顏色，因此可以測定恆星的溫度。到1951年，採用了國際標準化的UBV-幅度系統（ U ltraviolet- b lue -v iSual）。
光電光度法
現在，使用CCD的光電光度法通常用於通過望遠鏡進行觀察。這些敏感的儀器幾乎可以將圖像記錄到單個光子的水平，並且可以設計為在眼睛看不見的部分頻譜中查看。在一段時間內記錄少量光子的到來的能力可以使計算機校正大氣效應，從而增強圖像。也可以將多個數字圖像組合在一起以進一步增強圖像，通常稱為“堆疊”。當與自適應光學技術結合使用時，圖像質量可以接近望遠鏡的理論分辨率。
過濾器用於在特定頻率或頻率範圍內查看對象。多層膜過濾器可以非常精確地控制傳輸和阻塞的頻率，因此，例如，只能通過激發氫原子發出的特定頻率查看對象。過濾器也可以通過阻斷不需要的光來部分補償光污染的影響。極化過濾器也可以用於確定源是否發出偏振光和極化的方向。
觀察
天文學家觀察到各種各樣的天文來源，包括高紅移星系， AGN ，大爆炸中的餘輝以及許多不同類型的恆星和原始恆星。
每個對像都可以觀察到各種數據。該位置可以使用球形天文學的技術協調將物體定位在天空上，並且幅度決定了其亮度，如從地球上看到的。光譜不同部分的相對亮度產生有關物體溫度和物理的信息。光譜的照片可以檢查物體的化學反應。
恆星在背景上的視差偏移可用於確定距離的距離，從儀器的分辨率施加的極限。恆星的徑向速度以及隨時間變化（正確運動）可用於測量其相對於太陽的速度。恆星亮度的變化給出了恆星大氣中不穩定性的證據，否則就會存在著神秘的伴侶的存在。二進制恆星的軌道可用於測量每個伴侶的相對質量或系統的總質量。光譜二進制可以通過觀察恆星光譜中的多普勒偏移及其親密伴侶來找到。
同時且在相似條件下形成的相同質量的恆星通常具有幾乎相同的觀察到的特性。觀察一系列密切相關的恆星，例如在球狀簇中，可以匯總有關恆星類型的分佈的數據。然後可以使用這些表來推斷關聯的年齡。
對於遙遠的星系和AGN觀測，是由星系的整體形狀和特性以及發現的分組製成的。在其他星系中，對某些類型的可變恆星和已知亮度的超新星的觀察允許推斷與宿主星系的距離。空間的膨脹導致這些星系的光譜被移動，具體取決於距離，並通過星系徑向速度的多普勒效應進行了修改。星系及其紅移的大小都可以用於推斷出銀河系的距離。大量星系的觀察結果稱為紅移調查，用於建模星系形式的演化。