Astronomi

Astronomi (fra de greske ordene astron (ἄστρον), «stjerne», og nomos (νόμος), «lov») er den vitenskapelige studien av himmellegemer (som stjerner, planeter, kometer og galakser) og fenomener utenfor jordens atmosfære (slik som kosmisk bakgrunnsstråling). Den befatter seg med himmellegemers utvikling, fysikk, kjemi, meteorologi og bevegelser, så vel som universets utforming og utvikling.
Astronomi  er en av de eldste vitenskaper. Tidlige sivilisasjoners astronomer utførte metodiske observasjoner av nattehimmelen, og kulturgjenstander tilknyttet astronomi fra enda tidligere tider er funnet. Det var imidlertid med oppfinnelsen av teleskopet på begynnelsen av 1600-tallet at faget utviklet seg til en moderne vitenskap. Historisk sett har astronomi innbefattet disipliner så forskjellige som astrometri, stjernenavigasjon, observasjonell astronomi, utvikling av kalendre, og også astrologi, men profesjonell astronomi betraktes ofte nå for tiden å være omtrent synonymt med astrofysikk.
Siden det 20. århundre har faget astronomi blitt splittet i observasjonelle og teoretiske grener. Observasjonell astronomi fokuserer på innhenting og analysering av data, hovedsakelig ved hjelp av elementære fysiske prinsipper, mens teoretisk astronomi forsøker å kaste lys over astronomiske objekter og fenomener ved hjelp av datamodeller og analytiske modeller. De to retningene kompletterer hverandre, da teoretisk astronomi forsøker å forklare observasjoner, mens observasjonell astronomi blir brukt for å bekrefte teoretiske resultater.
Amatørastronomer har bidratt med mange viktige oppdagelser, og astronomi er en av de få vitenskapene hvor amatører fortsatt spiller en viktig rolle, spesielt når det gjelder oppdagelser og observasjoner av midlertidige fenomener.
Den gamle astronomien må ikke forveksles med astrologi, som er en tro om at menneskelige forhold er korrelert med posisjoner av himmellegemer. Selv om de to feltene deler en felles opprinnelse og en del av metodene (bruk av efemeridene), er de forskjellige.

Terminologi

Ordet astronomi betyr bokstavelig «stjernenes lov» (eller «stjernenes kultur», avhengig av oversettelsen), og er avledet fra det greske αστρονομία (astronomia), fra ordene άστρον (astron, «stjerne») og νόμος (nomos, lover eller kulturer).
Generelt kan både begrepene «astronomi» og «astrofysikk» anvendes for å beskrive fagfeltet, men mer spesifikt er astrofysikk en omfattende gren av astronomien. «Astronomi» kan knyttes til «studiet av objekter og materie utenfor jordens atmosfære samt deres fysikalske og kjemiske egenskaper» mens «astrofysikk» omhandler «oppførsel, fysikalske egenskaper og dynamiske prosesser hos astronomiske objekter og fenomener». I visse tilfeller brukes «astronomi» for å beskrive de kvalitative studiene av fagfeltet mens «astrofysikk» brukes for å beskrive den fysikk-orienterende delen av fagfeltet. Ettersom en stor del av moderne astronomisk forskning i dag behandler fagfeltet knyttet til fysikk brukes imidlertid astrofysikk ofte som en generell benevnelse for astronomi.

Tidlig historie

Tidlige kulturer identifiserte himmellegemer med guder og ånder. De satte disse objektene og deres bevegelser i forbindelse med fenomener som regn, tørke, årstider og tidevann. Det er en generell antakelse at de første «profesjonelle» astronomene var prester, og at deres forståelse av himlene ble ansett for å være «guddommelig», derav astronomenes opprinnelige forbindelse til det vi nå kjenner som astrologi.
Enkelte steder, som i tilfellet med Stonehenge, har tidlige kulturer reist store monumenter som sannsynligvis også hadde bruksområde innen astronomi. I tillegg til sine seremonielle studier kunne monumentet brukes til å beregne årstider, noe som er viktig for når man skal så, og også til å beregne lengden av ett år.
Etterhvert som de tidligste sivilisasjonene utviklet seg, spesielt i Mesopotamia, Kina, Egypt, Hellas, India og Sentral-Amerika, ble det bygd tidlige observatorier og utforskningen av universet ble påbegynt. Den største delen av tidlig astronomi besto i kartlegging av stjerners og planeters posisjoner, en vitenskap som nå heter astrometri. Ut fra disse observasjonene ble det utformet tidlige ideer om planetenes bevegelser, og jordens, solens og månens plass i universet ble utforsket filosofisk. Jorden ble i antikken ansett for å være universets midtpunkt med solen, månen og stjernene i bane rundt seg. Dette er kjent som den geosentriske modell eller det ptolemeiske verdensbilde, oppkalt etter Ptolemaios.
Det ble gjort noen få betydningsfulle astronomiske oppdagelser før teleskopets tid. Vinkelen på jordens aksehelning, som er årsaken til årstidene, ble oppdaget så tidlig som omkring 1000 f.Kr. av kineserne. Kaldeerne i Mesopotamia oppdaget at måneformørkelser opptrådte i en tilbakevendende syklus kalt saros-syklusen.

Den greske astronomien

På 100-tallet f.Kr. ble månenes størrelse og avstand fra jorden beregnet av Hipparkhos.
De fleste astronomer i antikken begrenset seg til å lage matematiske modeller av planetene og fiksstjernene, fordi himmellegemene var så fjerne og opphøyde at sikker kunnskap om dem ikke kunne nås langs vitenskapens vei. Fenomenenes dypere årsaker var forbeholdt filosofene og fornuften, der mange støttet seg til Platon eller Aristoteles. Aristoteles mente jorda var i sentrum av universet, og all bevegelse fra månens bane og utover gikk i sirkelforma baner og med jevne hastigheter. Den greske astronomiens forskningsprogram var dermed å redusere bevegelsene til kombinasjoner av jevne sirkelbevegelser. Dette ble gjort i spenningsfeltet mellom nøyaktighet og enkelthet, da astronomiens viktigste oppgave var å gi det matematiske grunnlaget for astrologi.
Det fantes flere alternative modeller av universet i gresk astronomi, den viktigste og den som etter hvert ble det dominerende var det ptolemeiske verdensbilde.

I middelalderen

Under middelalderen skjedde det lite innen astronomien i Europa, i hvert fall fram til 1200-tallet da «de alfonsinske tabellene» ble tatt frem. Den greske astronomien blomstret imidlertid videre i islamsk astronomi og andre deler av verden. Noen av de fremstående muslimske astronomene som sto bak viktige bidrag til astronomien var perserne Abu Rayhan Biruni, Al-Battani og Thābit. Astronomer på den tiden innførte arabiske navn på mange av stjernene, hvorav de fleste av disse fortsatt er i bruk. Eksempler på slike er Altair og Aldebaran, hvis navn kan henledes til de arabiske ordene for henholdsvis Den flyvende ørnen og (for)følgeren.
I løpet av siste halvdel av 900-tallet ble det bygd et større observatorium i nærheten av Teheran av astronomen al-Khujandi, som også beregnet jordaksens helning i forhold til solen. I Persia satte Omar Khayyám sammen en rekke tabeller og reformerte kalenderen, noe som gjorde den mere nøyaktig enn den julianske kalenderen, og snarlik den gregorianske kalenderen. Hans beregning av årets lengde til 365,24219858156 dager var bemerkelsesverdig korrekt, og det store antall desimaler tyder på stor selvsikkerhet i beregningene. I dag vet man at verdien endres på sjette desimalen i løpet av under et menneskes livslengde; på slutten av 1800-tallet var året beregnet til 365,242196 dager, mens tallet nå beregnes til 365,242190 dager på ett år.
Også i Det bysantinske rike blomstret den antikke greske astronomien. På 1300-tallet forbedret Gregorius Chioniades den ptolemeiske modell, han forbedret også beskrivelsene av månens og Merkurs bane.

Den vitenskapelige revolusjonen

På 1500-tallet kom det flere forslag til modeller. Nikolaus Kopernikus foreslo i sin bok «De revolutionibus orbium coelestium» en heliosentrisk modell av solsystemet, hvor man betraktet solen for å være i sentrum istedenfor jorden. Hans arbeid ble forsvart, utvidet og korrigert av Johannes Kepler og Galileo Galilei. Galileo revolusjonerte astronomien gjennom sin bruk av teleskop for å forsterke observasjonene. Han oppdaget på denne måten blant annet Jupiters fire største måner, og også at Venus framsto i faser, slik som jordens måne. Disse oppdagelsene forsterket oppfatningen av den heliosentriske teorien.
Kepler var først ute med et system som på en riktig måte fremstilte detaljer rundt planetenes bevegelse med solen som sentrum, noe han gjorde ved hjelp av Tycho Brahes omhyggelige og nøye observasjoner. Han lyktes imidlertid ikke med å utforme en teori bak de lovene han beskrev. Dette gjorde i stedet Isaac Newton i forbindelse med oppdagelsen av sine bevegelseslover og tyngdekraften i en endelig forklaring av planetenes bevegleser. Newton utviklet også speilteleskopet.
Videre oppdagelser fulgte i takt med at størrelsen og kvaliteten på teleskopene utviklet seg. Mer omfattende oversikter over stjerner ble laget av Lacaille. Astronomen William Herschel laget på sin side en detaljert tabell over stjernetåker og stjernehoper, og oppdaget også planeten Uranus. Avstanden til en annen stjerne ble beregnet for første gang i 1838 da Friedrich Bessel målte opp tilsynelatende forflytningen av 61 Cygni mot eksterne stjerner i bakgrunnen når jorden beveget seg rundt solen. Det vil si, når jorden beveger seg rundt solen ser vi målstjernen i noe ulike vinkler mot bakgrunnen. Denne vinkelen kalles parallakse og er direkte relatert til avstanden til stjernen.
I løpet av 1800-tallet førte økt oppmerksomhet rundt trelegemeproblemet av Euler, Clairaut og D'Alembert til mere nøyaktige forutsigelser av månens og planetenes bevegelser. Dette arbeidet ble ytterligere forbedret av Lagrange og Laplace, som beregnet månens og planetenes masser ved hjelp av perturbasjoner, det vil si forstyrrelser i deres baner.

Moderne astronomi

Det ble gjort store framskritt innen astronomi i forbindelse med introduksjonen av ny teknologi som spektroskopi og fotografi. Fraunhofer oppdaget under studier av solens spektrum 1814-15 om lag 600 emisjonslinjer, som Kirchhoff i 1859 tilskrev eksistensen av ulike grunnstoff i solen som årsak. Med denne informasjonen kunne man bevise at stjernene lignet vår egen sol, men med en stor variasjon av temperatur, masse og størrelse.
At galaksen som jorden tilhører, Melkeveien, er en separat samling stjerner ble ikke bevist før på 1900-tallet. Samtidig ble eksistensen av andre galakser påvist, og man kom snart fram til at universet ekspanderte ettersom de fleste andre galakser forflyttet seg bort fra oss. Jo lengre unna de var, jo raskere forflyttet de seg bort fra oss. Moderne astronomi har også muliggjort oppdagelsen av mange eksotiske objekter, som kvasarer, pulsarer, blasarer og radiogalakser. Disse observasjonene har blitt brukt for å utvikle fysikkteorier for å beskrive enkelte av disse objektene i form av sorte hull og nøytronstjerner. Kosmologien gjorde enorme framskritt i løpet av 1900-tallet, med modellen av Big Bang vel understøttet av bevis fra astronomi og fysikk, for eksempel ved  kosmisk bakgrunnsstråling, Hubbles–Lemaîtres lov og den kosmologiske sammensetningen av grunnstoffer i verdensrommet.

Observasjonsastronomi

Innen astronomi samles informasjon først og fremst gjennom mottak og analyse av synlig lys og andre typer elektromagnetisk stråling. Observasjonell astronomi kan inndeles etter de ulike delene i det elektromagnetiske spekteret. Enkelte deler av spekteret kan ses fra jordoverflaten, mens andre bare kan observeres fra høyere beliggenheter, eller aller helst fra rommet. Spesifikk informasjon om underfeltene følger under.

Radioastronomi

Innen radioastronomi studeres stråling fra verdensrommet med bølgelengder større enn én millimeter. Radioastronomi skiller seg ut fra de fleste andre områdene innen observasjonell astronomi ved at de observerte radiobølgene kan behandles som bølger heller enn distinkte fotoner. Det er derfor relativt lett å måle både amplituden og fasen hos radiobølgene, noe som ikke gjøres like lett for kortere bølgelengder.
Selv om enkelte radiobølger skapes av astronomiske objekter i form av termisk stråling, er den største delen av observerte radiobølger i form av synkrotronstråling. Denne dannes av elektroner som akselereres til ekstremt høye hastigheter, og som går gjennom magnetfelt som bøyer av deres baner. I tillegg til denne, kommer en rekke spektrallinjer fra interstellar gass, blant annet hydrogenlinjen ved 21 cm, som er synlig ved radiobølgelengder.
En stor del av de astronomiske objektene er observerbare ved radiobølgelengder, inklusive supernovaer, interstellar gass, pulsarer og aktive galaksekjerner.

Infrarød astronomi

Innen infrarød astronomi behandles stråling fra rommet innenfor det infrarøde spektret (bølgelengder lengre enn rødt lys). Bortsett fra ved bølgelengder i nærheten av synlig lys, absorberes den infrarøde strålingen i stor grad av atmosfæren, og denne danner også i sin tur betydelige mengder infrarød stråling. Som en konsekvens av dette plasseres observatorier for infrarød astronomi på høyereliggende og tørre plasser, eller om mulig i verdensrommet. Infrarød astronomi er særskilt anvendelig for observasjon av galaktiske regioner som er delvis formørkede av romstøv, samt for studier av molekylære gasser.

Visuell astronomi

Visuell astronomi, også kalt optisk astronomi, er den eldste formen for astronomi, og behandler observasjoner  og analyser av synlig lys. Optiske bilder ble opprinnelig tegnet for hånd. På slutten av 1800-tallet begynte man etterhvert i stedet å anvende fotografisk utstyr etterhvert som teknologien ble utviklet. Moderne bilder tas ved hjelp av digitale sensorer, spesielt av typen CCD. Selv om synlig lys har bølgelengder mellom 4 000 og 7 000 Å (mellom 400 og 700 nm), kan utstyr for optisk lys også benyttes til observasjon for enkelte ekstreme bølgelengder av ultrafiolett og infrarødt lys.

Ultrafiolett astronomi

Ultrafiolett astronomi benytter observasjoner gjort ved ultrafiolette bølgelengder, mellom 100 og 3 200 Å. Lys med disse bølgelengdene absorberes raskt av jordens atmosfære, så observasjoner av ultrafiolett stråling må derfor utføres fra den øvre delen av atmosfæren, eller fra verdensrommet. Disse observasjonene er framfor alt anvendelige for å studere termisk stråling og spektrallinjer fra varme blå stjerner (O-stjerner og B-stjerner, se spektralklasse) som er veldig lyse ved disse bølgelengdene. Dette innbefatter blå stjerner i andre galakser, som har vært målet for flere ultrafiolette studier. Andre objekter som ofte studeres i ultrafiolett lys er planetarisk tåke, supernovarester og aktive galaksekjerner. Ultrafiolett stråling absorberes imidlertid lett av interstellart støv og målinger i ultrafiolett lys må korrigere for denne såkalte ekstinksjonen av lyset.

Røntgenastronomi

Innen røntgenastronomi studeres astronomiske objekt ved røntgenbølgelengder. Vanligvis sender objekter ut røntgenstråling som synkrotronstråling, det vil si termisk stråling fra tynne gasser (Bremsstrahlung) som holder en temperatur på over ti millioner Kelvin, samt termisk stråling fra tette gasser (stråling fra svarte legemer) med samme temperatur. Ettersom røntgenstråling absorberes av jordens atmosfære gjøres alle observasjoner ved disse bølgelengdene enten fra den øvre delen av atmosfæren, eller fra verdensrommet. Betydelige kilder til røntgenstråling i rommet er røntgenbinærer, pulsarer, supernovarester, elliptiske galakser, galaksehoper og aktive galaksekjerner.

Gammaastronomi

Innen gammaastronomi behandles studier av objekt ved de korteste bølgelengdene i det elektromagnetiske spekteret, gammastråling. Disse kan observeres direkte av satellitter som Compton Gamma Ray Observatory, eller ved hjelp av spesialiserte teleskop kalt atmosfæriske Tsjerenkovteleskop. Tsjerenkovteleskop detekterer egentlig ikke gammastråling direkte, men lysglimtene av synlig lys som dannes når gammastråling absorberes av jordens atmosfære.
De kraftigste kjente kildene til gammastråling i verdensrommet, de såkalte gammaglimtene, sender ut gammastråling i en kort periode fra millisekunder til tusenvis av sekunder før de forsvinner. Bare 10 % av kildene til gammastråling er konstante. Til disse hører pulsarer, nøytronstjerner og sorte hull-kandidater.

Astrometri og himmelmekanikk

Et av de eldste feltene innen astronomi, og innen vitenskap over hodet, er målinger av objekters posisjoner på himmelen. Gjennom historien har pålitelig kunnskap om posisjonene til solen, månen, planetene og stjernene vært avgjørende for astronomisk navigasjon.
Nøyaktige målinger av planetenes posisjoner og bevegelser har ført til en solid forståelse av gravitasjonelle perturbasjoner (forstyrrelser av planeter og andre objekters omløpsbane) og en evne til å forutse planetenes tidligere og fremtidige posisjoner med stor nøyaktighet, en undergren kjent som himmelmekanikk. I moderne tid gjøres slike beregninger ofte for å forutse mulige kollisjoner mellom jorden og såkalte jordnære objekter, det vil si asteroider, kometer og større meteoroider hvis bane er farlig nær jorden.
Målinger av parallakse, en metode der man observerer et objekt fra ulike vinkler for å beregne avstanden til objektet, i nærliggende stjerner har skapt et godt grunnlag for å forstå kosmiske avstander i universet. Disse målingene av nærliggende stjerner kan deretter bestemme avstanden til enda mer fjerne stjerner, fordi deres egenskaper kan sammenlignes. Måling av radialhastighet og egenbevegelse viser bevegelsene hos disse stjernesystemene i Melkeveien. Astrometriske resultater brukes også til å studere hvordan mørk materie, den mystiske formen av materie som dominerer massen i universet, er fordelt i galaksen.
På begynnelsen av 1990-tallet ble astrometriske teknikker brukt for å oppdage ekstrasolare planeter rundt nærliggende stjerner. I dag er flere hundre slike planeter blitt oppdaget gjennom astrometri.

Teoretisk astronomi

Den teoretiske astronomien har egne verktøy som brukes i forskningen, blant annet analytiske modeller og numeriske simuleringer, for å lage en modell over hvordan en stjerne utvikles. Hver og en har sine fordeler. Analytiske modeller av en prosess er generelt sett bedre for å få innsikt i kjernen av hva som skjer. Numeriske modeller kan avsløre eksistensen av fenomener og effekter som ellers ikke ville ha vært oppdaget.
Teoretikere innen astronomi søker å skape teoretiske modeller og forutsi de observasjonelle konsekvensene av disse. Dette hjelper observatørene i observasjonell astronomi å lete etter data som kan støtte eller motbevise de ulike modellene. Teoretikere søker også å endre modeller og ta hensyn til nye data. I tilfeller hvor det oppdages en uoverensstemmelse søker man generelt å gjøre så små endringer som mulig på modellen for å få den til å samstemme med de nye innsamlede dataene. I noen tilfeller kan en større mengde avvikende data føre til at en modell blir avvist og må forkastes.
Emner som studeres av teoretiske astronomer inkluderer også ulike aspekter av astrofysikk og plasmafysikk: stjernedynamikk og utvikling; hvordan galakser skapes og utvikles; universets storskalastruktur (fordelingen av materie i universet); opprinnelsen til kosmisk stråling; generell relativitetsteori, inkludert strengkosmologi eller astropartikkelfysikk.
Big Bang, kosmisk inflasjon, mørk materie og grunnleggende teorier innen fysikk (se også Lambda-CDM-modellen) hører også til godt aksepterte studier og teorier innen astronomien.

Solfysikk

Solfysikken omhandler solen som er den mest velstuderte stjernen. Den er en typisk hovedseriestjerne av spektralklasse G2V med en alder på rundt 4,6 milliarder år. Solen anses ikke å være en variabel stjerne, men den fremviser likevel en viss periodisk variasjon; den tydeligste av disse er solflekksyklusen som er en 11-årig variasjon av antall solflekker. Solflekker er regioner med en lavere temperatur enn gjennomsnittet og hører sammen med intensiv magnetisk aktivitet.
Solen har kontinuerlig økt sin lysstyrke gjennom hele sin levetid, totalt sett med rundt 40 % siden den ble dannet som en hovedseriestjerne. Solen gjennomgår også periodiske forandringer i luminositet som kan ha stor betydning for jorden. For eksempel Maunders minimum, en periode mellom ca. 1645 og 1715 med nesten ingen solflekker, anses å være en trolig årsak til den lille istiden.
Den synlige overflateregionen kalles fotosfæren. Over dette laget er en tynn region som kalles kromosfæren. Utenfor dette ligger en overgangsregion av raskt økende temperatur til den ekstremt varme koronaen.
Solens kjerne har tilstrekkelig høy temperatur og trykk til at fusjon kan opprettholdes. Utenfor kjernen ligger strålingssonen der plasma transporterer energien ut mot overflaten ved hjelp av stråling. De ytterste lagene danner en konveksjonssone der gasslignende materie transporterer energien først og fremst gjennom fysisk forflytning av gassen. Det antas at denne konveksjonen forårsaker den sterke magnetiske aktiviteten som ligger bak solflekkene.
En solvind av plasmapartikler strømmer konstant ut fra solen og fortsetter ut i rommet til den når heliopausen. Denne solvinden samvirker med jordens magnetosfære og skaper Van Allen-beltene og også nordlys der linjene hos jordens magnetfelt ferdes ned gjennom atmosfæren.

Planetær astronomi

Feltet planetær astronomi undersøker planeter, måner, dvergplaneter, kometer, asteroider og andre objekter som befinner seg i bane rundt solen, såvel som eksoplaneter. Solsystemet har blitt relativt grundig undersøkt, først ved hjelp av avanserte teleskop og senere først og fremst ved hjelp av romsonder. Dette har gitt en relativ god forståelse for hvordan solsystemet ble dannet og hvordan det utvikles, men mange nye oppdagelser gjøres stadig og der finnes fremdeles ubesvarte spørsmål.
Solsystemet deles ofte opp i de indre planetene, asteroidebeltet og de ytre planetene. De indre jordlike planetene består av Merkur, Venus, jorden og Mars. De ytre gasskjempene er Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun. Bortenfor Neptun ligger Kuiperbeltet og til slutt Oorts sky, som antas strekke seg så langt som ett lysår fra solen.
Planetene ble skapt fra en protoplanetarisk skive som omringet den tidlige solen. Gjennom en prosess som inkluderte gravitasjon, kollisjoner og akkresjon dannet skiven klumper av materie som, etter hvert, utviklet seg videre til protoplaneter. Strålingstrykket fra solvinden trykte senere bort størstedelen av den materien som ikke hadde samlet seg og bare de største planetene lykkes i å beholde sine store gassatmosfærer. Planetene fortsatte å samle opp, eller kaste bort, gjenværende materie under en intensiv periode med kollisjoner som man ser spor av i form av nedslagskratre på visse objekter i solsystemet. I løpet av denne perioden kolliderte en del av protoplanetene, og blant annet antas det at en kollisjon mellom jorden og den hypotetiske planeten Theia er opphavet til månen.
Når en planet har oppnådd tilstrekkelig stor masse begynner en prosess i dens indre som segregerer materiet avhengig av densitet, noe som kalles planetær differensiering. Denne prosessen kan danne en stein- eller metallrik kjerne omringet av en mantel og en ytre overflate. Kjernen kan inneholde både faste og flytende regioner og visse planetkjerner, for eksempel jordens, forårsaker sitt eget magnetfelt som beskytter dens atmosfære fra solvinden.
En planets eller månes indre varme ble skapt fra de kollisjonene som dannet himmellegemet, radioaktive grunnstoff som uran og thorium samt gjennom tidevannskrefter. Enkelte planeter og måner har tilstrekkelig høy indre temperatur til å drive geologiske prosesser som vulkanisme og tektonikk. De som danner eller beholder en atmosfære kan også gjennomgå en erosjon på overflaten fra vind eller vann. Mindre himmellegemer, uten tidevannskrefter, kjøles ned relativt raskt og de geologiske aktivitetene begrenses til nedslag av andre objekter.

Stjernefysikk

Studier av stjerner og utviklingen av stjernene er grunnleggende for at vi skal forstå universet. Astrofysikken hos stjernene har blitt kartlagt gjennom observasjoner og teoretiske modeller, samt datasimuleringer av stjernenes indre. Solfysikken (se over) kan anses å være en del av stjernefysikken.
Stjerner dannes i området med forholdsvis store tettheter av gass og romstøv, kalt mørke tåker. Når disse skyene av en eller annen grunn ødelegges kan delere av skyen miste stabiliteten og kollapse på grunn av gravitasjonen og danne en protostjerne. I den tette og varme kjerneregionen påbegynnes fusjon og på den måten har en hovedseriestjerne blitt dannet.
Det som avgjør stjernetypen er først og fremst dens masse. En stjerne med høy masse har tilsvarende høyere luminositet (lysstyrks) og raskere forbruk av hydrogenet i kjernen, noe som får den til å eldres raskere. Til slutt har alt hydrogen i kjernen blitt omvandlet til helium og stjernen går inn i sin neste fase med fusjon av helium. Dette krever høyere temperaturer og det medfører at stjernens størrelse og kjernens tetthet øker. Stjernen kalles nå en rød kjempe som kun overlever en kort periode før også heliumet er brukt opp. Svært massive stjerner kan fortsette å fusjonere alle tyngre grunnstoff helt frem til en massiv kjerne av jern har blitt dannet. Videre fusjon er endotermisk, noe som innebærer at den krever energi i stedet for å frigjøre energi og prosessen kan dermed ikke fortsette.
Den endelige skjebnen avhenger også av massen. Mindre stjerner danner planettåker og utvikles til hvite dverger. I stjerner med mer enn rundt åtte ganger solens masse, vil kjernen kollapse når brenslet er slutt og forårsake en supernovaeksplosjon. Restproduktene av en slik eksplosjon er en nøytronstjerne, eller om stjernen hadde en masse på over rundt 20 solmasser, et sort hull. Disse eksplosjonene danner også de grunnstoffene som er tyngre enn jern.
Nærliggende dobbeltstjerner kan følge et mer komplisert utviklingsmønster som overføring av materie til en hvit dverg, noe som iblant kan forårsake en supernova. Planettåker og supernovaer er nødvendige for dannelsen og spredningen av metaller og andre tyngre grunnstoff til det interstellare rommet. Uten denne prosessen ville alle nye stjerner, og deres planetsystem, helt bestå av hydrogen og helium (samt mindre mengder lithium) de grunnstoffene som har funnets siden Big Bang.

Galaktisk astronomi

Galaktisk astronomi handler om Melkeveien – den galaksen som solsystemet befinner seg i. Melkeveien er en stavgalakse og en av de fremtredende medlemmene av den lokale gruppen. En galakse er en enorm roterende masse av gass, støv og andre objekter som holdes sammen av en felles gravitasjon. Ettersom jorden befinner seg i de støvrike ytre armene er store deler av Melkeveien skjult for observasjoner.
I Melkeveiens sentrum finnes en kjerne, en stavformet byll som antas ha et supermassivt sort hull i midten. Denne kjernen omgis av fire store armer som går ut som en spiral fra dette sentrumet. I disse områdene dannes store mengder stjerner og de inneholder mange yngre populasjon I-stjerner. Skiven omgis av en halo med eldre populasjon II-stjerner såvel som større mengder av relativt tette konsentrasjoner med stjerner, såkalte kulehoper.
Mellom stjernene finnes det interstellare materiet, en region med sparsomme mengder materie. I de tetteste regionene kan molekylskyer av hydrogen og andre grunnstoff danne områder hvor nye stjerner kan dannes. Disse begynner som en uregelmessig mørk tåke som konsentreres og kollapser (i volumer som avgjøres av Jeans-lengden) og danner kompakte protostjerner.
Når flere massive stjerner dannes, omvandles skyen til en H II-region av glødende gass og plasma. Stjernevinden og supernovaeksplosjoner fra disse stjernene omdanner etterhvert skyen til en eller flere unge åpne stjernehoper. Disse hopene avlives også med tiden og stjernene spres ut blant alle andre stjerner i Melkeveien.
Kinematiske studier av materiet i Melkeveien og andre galakser har vist at det finnes mer masse enn den synlige materien kan stå for. En halo med mørk materie antas å dominere massen, men hva denne massen består av er fremdeles ukjent.

Utenomgalaktisk astronomi

Studier av objekter utenfor vår egen galakse er en gren av astronomien som omhandler hvordan galakser dannes, deres morfologi og klassifisering,  undersøkelser av aktive galakser samt galaksehoper. Dette er viktig for å forstå universets storskalastruktur.
De fleste galaksene deles inn etter distinkte former i et klassifikasjonssystem. De vanligste er spiral-, elliptiske og irregulære galakser.
Som navnet antyder har en elliptisk galakse formen av en ellipse. Stjernene forflyttes langs tilfeldige baner uten noen dominerende retning. Disse galaksene inneholder forholdsvis lite interstellart støv, få regioner hvor stjerner fremdeles dannes og generelt sett mest endre stjerner. Elliptiske galakser finnes oftest i kjernen av galaksehoper og det antas at de dannes ved sammenslåing av andre galakser.
En spiralgalakse har en flat roterende skive, vanligvis med en kule eller stav i midten og etterslepende spiralarmer utover. Disse armene er støvrike regioner for store unge stjerner gir området en blåaktig tone. Spiralgalakser er vanligvis omgitt av en halo med eldre stjerner. Både Andromedagalaksen og Melkeveien er spiralgalakser.
Irregulære galakser har et kaotisk utseende og er enten spiralformede eller elliptiske. Rundt en fjerdedel av galaksene er irregulære og disse formene kan være forårsaket av gravitasjonell påvirkning mellom galakser.
En aktiv galakse sender ut en betydelig andel av sin energi fra andre kilder enn stjerner, støv og gass. De drives av en kompakt region i kjernen som gjerne regnes sentrert rundt et supermassivt sort hull som sender ut stråling fra innfallende materie.

Kosmologi

Kosmologi (fra gresk κοσμος "verden, univers" og λογος "ord, studie") er studiet av universet som helhet.
Observasjoner av storskala strukturer i universet har ført til antagelser om hvordan universet har utviklet seg og har blitt skapt. Ifølge teorien om Big Bang, har universet oppstått fra et enkelt punkt i tiden og deretter ekspandert i over 13,7 milliarder år til det universet vi ser i dag. Ideen bak Big Bang kommer fra oppdagelsen av den kosmiske bakgrunnsstrålingen i 1965.
I løpet av denne ekspansjonen antar man å kunne identifisere en rekke evolusjonære trinn. I universets tidligste stunder antas det å ha vokst svært raskt gjennom en kosmisk inflasjon, noe som homogeniserte startforholdene. Deretter skapte nukleosyntese fordelingen av grunnstoff i det tidlige universet. Når de første atomene ble skapt ble rommet gjennomsiktig for stråling og slapp energien som i dag kan sees som bakgrunnsstråling. Det ekspanderende universet gjennomgikk nå en Mørk tid på grunn av mangelen på stjerner.
Fra ekstremt små forskjeller i tettheter til materien samlet masse seg sammen og dannet skyer av gass, hvor de første stjernene senere ble dannet. Disse supermassive stjernene forårsaket en prosess med reionisering og antas å ha dannet mange av de tyngre elementene i det tidlige universet. Til slutt ble disse materiehopene samlet i filament med tomrom i mellom. Gradvis ble gass og støv organisert og dannet de første primitive galaksene. Gjennom historien har disse samlet mer materie som igjen har ført til galaksehoper som samles i storskala superkynger.
Mørk materie og mørk energi anses å være de dominerende komponentene i universet og å stå for 96 % av all tetthet. Det er lagt ned mye arbeid i å forstå fysikken til disse komponentene, så langt med få konkluderende resultater. Dette og andre uklarheter i standardmodellen gjør at et fåtall forskere fremdeles søker å utvikle alternative modeller. En av de mest kjente kalles MOND (MOdified Newtonian Dynamics), som antyder at naturlovene ikke fungerer som vi forventer i visse situasjoner.

Romfart

Romfart er anvendelsen av astronomi og romteknologi for å utforske verdensrommet. Utforsking skjer både av menneskelig spaceflights og ved ubemannede romsonder.
Observasjoner av objekter i rommet har pågått lengre enn den nedskrevne historien. Det var imidlertid først på 1900-tallet da store rakettmotorer ble utviklet at det ble mulig å sende objekter og mennesker utenfor jordens atmosfære. Motivasjonen til å nå ut i rommet har vært utviklingen av vitenskapen, forening av ulike land, å sikre menneskets overlevelse og å utvikle militære fordeler over andre land. Vanlig kritikk mot romfarten er at kostnadene er høye og sikkerheten lav.
Romfarten ble brukt under den kalde krigen som en arena der USA og Sovjetunionen viste sine styrker og tekniske kunnskaper. Denne perioden anses å ha startet med oppskytningen av den sovjetiske satellitten Sputnik 1 4. oktober 1957 og endte med den første månelandingen av den amerikanske Apollo 11 20. juli 1969.
Det sovjetiske romprogrammet nådde mange av sine store triumfer under ledelse av Sergej Koroljov og Kerim Kerimov, deriblant oppskytingen av det første mennesket i rommet (Jurij Gagarin ombord i Vostok 1) i 1961, den første romvandringen (av Aleksej Leonov) i 1965 og konstruksjonen av den første romstasjonen (Saljut 1) i 1971. De første objektene konstruert av mennesker med formål å nå rommet var imidlertid Nazitysklands V2-raketter som ble konstruert allerede under andre verdenskrig. Etter den kalde krigens slutt har romfart vært mer rettet mot samarbeide mellom land, for eksempel med Den internasjonale romstasjonen, men i senere tid har land som India og Kina vist en økende vilje til å demonstrere sin tekniske kunnskap gjennom egne oppdrag i rommet.
Vitenskapelig sett har de ubemannede romsondene, robotene og satellittene gitt astronomien uvurderlige data, noe som raskt utviklet kunnskapen om universet og fremfor alt solsystemet. Samtlige planeter i solsystemet har fått besøk av romsonder. Kjente oppdrat ut i solsystemet er for eksempel de sovjetiske Venera-sondene som kartla Venus, de amerikanske tvillingrobotene Spirit og Opprotunity som har undersøkt Mars' overflate lengre enn noen trodde de skulle overleve, europeiske Cassini-Huygens som har gitt oss omfattende kunnskap om Saturn samt Voyager-sondene som har tatt bilder av de ytre planetene og nå er i ferd med å forlate solsystemet. Satellitter som har blitt plassert i baner rundt jorden har også bidratt mye, ikke minst har såkalte miljøsatellitter gitt oss store kunnskaper om selve jorden, men også de mest avsidesliggende delene av universet kartlegges fra jordbundne satellitter. Den mest kjente av disse er Hubble Space Telescope.

Amatørastronomi

Amatørastronomer observerer objekter og fenomener på himmelen, iblant med utrustning de selv har lagd. Vanlige mål er Månen, planeter, kometer, meteorsvermer, stjerner, stjernehoper, galakser og stjernetåker. En gren av astronomien, amatørastrofotografi, handler om å ta bilder av nattehimmelen. Mange amatører spesialiserer seg på spesifikke objekter, typer objekter eller typer av hendelser som interesserer dem.
De fleste amatører arbeider med synlige bølgelengder, men et mindre antall eksperimenterer med bølgelengder utenfor det synlige spektret. Det kan for eksempel handle om infrarøde filtre på vanlige teleskoper og også bruk av radioteleskop.
Pioneren blant amatørastronomene var Karl Jansky som begynte å observere himmelen ved radiobølgelengder på 1930-tallet. Amatørastronomer benytter enten hjemmelagde radioteleskop eller slike som opprinnelig er konstruert for forskning, men som nå er tilgjengelige for allmennheten (for eksempel One-Mile Telescope).
Amatørastronomene fortsetter den dag i dag å gjøre viktige vitenskapelige bidrag til astronomien. Det er en av få vitenskapelige disipliner hvor amatører fremdeles kan bidra i større omfang. En vanlig oppgave for amatørastronomer er å spane etter ukjente kometer og asteroider samt å gjennomføre regelmessige studier av variable stjerner.