Основним способом дослідження небесних об'єктів та явищ є астрономічні спостереження.
Астрономічні спостереження це цілеспрямована й активна реєстрація інформації про процеси та явища, що відбувається у Всесвіті.
Для проведення астрономічних спостережень та їхньої обробки, в багатьох країнах, створено спеціальні науково-дослідні установи - астрономічні обсерваторії.
Астрономічна обсерваторія це науково-дослідна установа у якій проводять спостереження за небесними світилами та вивчають їх.
Залишки давніх обсерваторій знайдено в Європі, Азії, південній Америці. Першу державу обсерваторію було засновано в 1671 р. в Парижі.
Сучасні астрономічні обсерваторії як правило спеціалізується в якійсь окремій галузі. Обсерваторії існують: астрометричні, астрофізичні, сонячні тощо. З початком космічної ери почали розрізняти наземні і космічні обсерваторії. У наш час у світі налічують близько чотирьохсот астрономічних обсерваторій.
В Україні провідними є: головна астрономічна обсерваторія Національної академії наук України, інститут радіоастрономії з його унікальним декаметровим телескопом УТР-2 під Харковом, Кримська астрофізична обсерваторія.
Довгий час астрономічні обсерваторії будувалися поблизу чи навіть у населених пунктах, з 19 ст. їх почали розміщувати на гірських вершинах. Найвідоміші обсерваторії світу: на вершині давньої вулканічної гори Мауна-Кеа на острові Гавайї, англійська на острові Ла-Пальма, американська Лас-Кампанас у Чилі, європейська Ла-Сілла.
Для виконання астрономічних спостережень та обробки отриманих даних у сучасних обсерваторіях використовують різні інструменти для спостереження: світло сприймальну апаратуру, допоміжні прилади для спостереження, електронно-обчислювальну техніку тощо.
Оптичні телескопи використовують для збирання світла досліджуваних небесних тіл та одержання їхнього зображення. Телескоп збільшує кут зору під яким видно небесні тіла і збирає в багато разів більше світла, що переходить від світила, ніж неозброєне око спостерігача. Завдяки цьому в телескоп можна розглядати невидимі із землі деталі поверхні найближчих небесних тіл, а також безліч слабких зір.
При всій своїй різноманітності, телескопи, що приймають електромагнітне випромінювання виконують два основні завдання: перше - зібрати від досліджуваного об'єкта найбільше енергії випромінювання певного діапазону електромагнітних хвиль, друге - створити по можливості найчіткіше зображення об'єкта, щоб можна було виділити випромінювання від окремих його точок, а також виміряти кутові відстані між ними.
Залежно від конструктивних особливостей оптичних схем телескопи діляться на: лінзові системи - рефрактори, дзеркальні системи - рефлектори, та змішані дзеркально лінзові системи.
Телескоп - рефрактор в основному використовується для візуального спостереження. Він має об'єктив та окуляр. Такий телескоп, сполучений з фотокамерою, називають астрографом або астрономічною камерою. Астрограф - це великий фотоапарат, у фокальній площині якого встановлено касету з фотопластинкою. Недоліками такого типу телескопів вважають велику довжину й спотворення зображення. для усунення оптичних спотворень використовують багатолінзові об'єктиви з просвітленою оптикою.
Телескоп рефлектор має дзеркальний об'єктив. Найпростіші рефлекторні об'єктиви це одинарне, зазвичай параболічне дзеркало. Зображення отримують у його головному фокусі. Порівняно з рефракторами сучасні телескопи - рефлектори мають набагато більші об'єкти. Створення великих рефлекторів пов'язане з великими технічними труднощами. Тому розробляють конструкції зі складеними з мозаїк дзеркалами, окремі елементи яких вимагають точного налаштування за допомогою спеціальної апаратури. Рефлектори використовують переважно для фотографування неба, у фотоелектричних і спектральних дослідженнях.
У дзеркально лінзовий телескоп зображення отримують за допомогою складного об'єктива що містить і дзеркала, і лінзи. Це дає змогу значно знизити оптичні спотворення телескопа порівняно з дзеркальним або лінзовими системами.
У телескопах системи Шмідта оптичні спотворення головного сферичного дзеркала усуваються за допомогою спеціальної корекційної пластинки складного профілю, встановленої перед ним. У телескопах системи Максутова спотворення головного сферичного або еліптичного дзеркала виправляються меніском, установленим перед дзеркалом.
Меніск - це лінза з мало відмінними радіусами кривизни поверхні. Така лінза майже не впливає на загальний хід променів, але помітно виправляє спотворення оптичного зображення.
Основними оптичними параметрами телескопа є видиме збільшення, роздільна здатність, проникаюча сила.
Видиме збільшення G оптичної системи - це відношення кута, під яким спостерігається зображення, що дає оптична система приладу, до кутового розміру об'єкта при спостереженні його безпосередньо оком. Видиме збільшення телескопа можна розрахувати за формулою G = Fоб/Fок, де Fоб і Fок - фокусні відстані об'єктива та окуляра.
Для отримання значного збільшення об'єктиви телескопа мають бути довгофокусними, а окуляри - короткофокусними.
Під роздільною здатністю оптичного телескопа розуміють найменшу кутову відстань між двома зорями, які можна спостерігати в телескоп роздільно.
Ще однією важливою характеристикою телескопа є проникаюча сила, що виражається граничною зоряною величиною світила, доступного спостереженню за допомогою цього телескопа за ідеальних умов.
Вивченням космічних радіоджерел випромінювання займається радіоастрономія. Вона зародилася в 1931 р., коли випадково було виявлено радіовипромінювання Чумацького Шляху.
Радіовипромінювання більшості небесних об'єктів надзвичайно мале. Для його виявлення і приймання використовують радіотелескопи.
Радіотелескопи складаються з антенного пристрою і чутливої приймальної системи. Приймальна система підсилює прийняте антеною радіовипромінювання і перетворює його в зручну для подальшої обробки форму, основне призначення антени - зібрати максимальну кількість енергії, принесеної радіохвилями від об'єкта. Антена радіотелескопа відрізняється від звичайної радіоантени високою здатністю виділяти радіовипромінювання в невелику ділянку неба.
Потужність радіосигналу прямо пропорційна площі антени. Тому антена більшого розміру з тим самим приймачем дає кращій результат. Антени найбільших радіотелескопів сягають сотень метрів.
Радіотелескопи можуть бути побудовані з окремих дзеркал, кожне з яких фокусує прийняте випромінювання на один опромінювач. Якщо сигнали одночасно сприймаються двома і більше антенами, розташованими на деякій відстані одна від одної, а потім ці сигнали сумуються, то роздільна здатність телескопів значно збільшується.
Цей інструмент називають – радіоінтерферометром.
У Харкові розташовано найбільший у світі радіотелескоп декаметрових хвиль УТР – 2.
Детектор нейтрино.
У надрах зір, де відбувається синтез гелію, реакції супроводжуються перетворенням протонів у нейтрони з випромінюванням нейтрино. Нейтрино пронизують усю товщу зорі і виходять у міжзоряний простір
Спроби вловити нейтрино розпочав Раймонд Девіс. У 1967 р. у штаті Південна Дакота (США) в закинутій шахті на глибині 1455 м було створено установку,що містить 400000 л чотирихлористого вуглецю. У цій сполуці кожен четвертий атом Хлору є ізотопом. Порядок спостережень на цьому телескопі такий: після кожних 100 днів роботи через бак пропускають 100 л газоподібного гелію, що здатний захопити із собою ізотопи Аргону, які утворюються в бочці. Їх, за обчислюванням, у кожний момент часу має бути кілька десятків. Суміш газів пропускають через вугільні фільтри, охолоджені до 77 К. Результати такі: у бочці кожні 2,3 доби утворюється один атом ізотопу Аргону.
Інший варіант нейтринного телескопа – гелієвий або літієвий детектор. Труднощі полягають у тому, що для отримання надійних результатів детектор повинен містити десятки тон гелію або літію.
Також існують так звані водяні детектори нейтрино, у яких використовують звичайну воду. Принцип роботи цих детекторів такий. Нейтрино проходять через товщу води, збуджує електрони в молекулах з утворенням протона й електрона. Надлишок енергії швидко висвічується. Реєстрація цього випромінювання дає змогу не тільки підрахувати кількість нейтрино, а ще й вказати напрямок його руху. А отже встановити напрямок на джерело цього випромінювання.
У 1916 р. було з’ясовано, що в природі можуть існувати слабкі збурення поля тяжіння, які також поширюються зі швидкістю поширення світла. Під дією гравітаційної хвилі розподіл пробних зарядів періодично зазнає певної деформації, яка залежить від енергії хвилі.
Гравітаційна хвиля, проходячи через певний розподіл мас, спричиняє в ньому збурення сили тяжіння. Джерелом гравітаційних хвиль є будь-який асиметричний рух речовини.
Сьогодні розроблено твердо тільні гравітаційні антени. У США введено в дію велику лазерно-інтерференційну гравітаційно-хвильову обсерваторію ЛІГО.
Гравітаційна хвиля – це поширення змінного гравітаційного поля в просторі.