Астрофотографія — це спеціалізована галузь фотографії, яка пов'язана із фотографуванням небесних тіл та великих ділянок нічного неба. Перший знімок небесного тіла (Місяця) — був виконаний у 1840 році; але справді високої деталізації зоряних фотографій вдалося досягти лише наприкінці XIX століття, завдяки значному прогресу технології. Окрім здатності фіксувати на знімках деталі найближчих астрономічних об'єктів (таких як Місяць, Сонце та планети), астрофотографія дає змогу робити знімки і непомітних для людського ока небесних тіл, таких як тьмяні зорі, туманності, та галактики. Такі фотографії робляться шляхом довготривалого експонування, адже плівкові та цифрові фотокамери здатні вбирати та накопичувати фотони світла протягом ось таких тривалих періодів часу. Астрофотографія стала революційним проривом для професійних досліджень у галузі астрономії завдяки тривалим експозиціям, які фіксували сотні тисяч нових зірок та туманностей, невидимих для людського ока. Це привело до створення все більш вузькоспеціалізованих, та все масивніших оптичних телескопів, які по суті були гігантськими «камерами», призначеними для накопичення світлової інформації, яка потім записувалася на плівку у вигляді зображення. Пряма астрофотографія на початковому етапі свого існування застосовувалась для спостережень за нічним небом та для класифікації зірок, але з ходом часу вона дала поштовх до створення набагато витонченіших видів обладнання та методів, які розроблялися для спеціалізованих напрямків наукових досліджень. До того ж плівка (а пізніше — астрономічні ПЗЗ-камери) з часом стала всього лиш «одним із багатьох» типів світлочутливих сенсорів.

Астрограф — телескоп для фотографування небесних світил.

З часів винаходу Галілея телескопи призначались виключно для візуальних спостережень за кометами,і деталями на дисках планет. З кінця XIX століття, з винаходом фотографії в астрономію увійшов фотографічний метод спостережень.Збільшились вимоги до телескопів і до максимального використання світла яке вони збирають. В фокальну площину телескопу прикріплена касета з фотопластинкою,що дозволяє збирати світло досить довгий час. Зараз як фотоприймач застосовують ПЗЗ-камери.

Спеціальні телескопи призначені виключно для фотографічних спостережень традиційно називають астрографами, в наш час це всі великі телескопи.

За схемою будови астрографи можуть бути рефракторами, рефлекторами або дзеркально-лінзовими телескопами. Поворот астрографа услід за добовим обертанням небесної сфери відбувається за допомогою точного годинникового механізму, контроль за переміщенням труби — за допомогою гіда (другої оптичної труби, яку встановлено паралельно до першої). В сучасних астрографах застосовують фотоелектричний гід, який автоматично утримує обрану зорю в полі зору.

Астрографи бувають короткофокусні, нормальні, довгофокусні та ін.

Короткофокусні астрографи (з фокусною відстанню до 1 м), проте з великим вхідним отвором застосовують для фотографування зір на великих ділянках неба, комет, астероїдів, штучних супутників Землі, метеорів.

Для точніших вимірювань зоряних положень використовують астрографи з фокусною відстанню в кілька метрів, серед них — нормальні астрографи (з F-3.5 м).

Довгофокусні астрографи (з F«10—15 м) застосовують для визначення зоряних паралаксів і виявлення подвійних систем та ін.

Дзеркальні астрографи внаслідок їхньої великої світлосили використовують для фотографування слабких об'єктів.

Це прилади, що перетворюють електромагнітну енергію оптичного випромінювання в електричну енергію. Фотоелектричні прилади базуються на явищі фотоефекту. Фотоефект ділиться на зовнішній і внутрішній.

Зовнішній фотоефект полягає у вириванні електронів з поверхні речовини (частіше з поверхні металів) під дією світла.

Внутрішній фотоефект полягає в перерозподілі електронів за їх енергетичними станами, внаслідок чого змінюється провідність речовини.

Фотоелемент - електронний прилад, який перетворює енергію фотонів в електричну енергію. Поділяються на електровакуумні й напівпровідникові фотоелементи. Дія приладу заснована на фотоелектронній емісії або внутрішньому фотоефекті. Перший фотоелемент, заснований на зовнішньому фотоефекті, створив Олександр Столетов в кінці XIX століття.

Електронно-оптичний перетворювач (ЕОП) — це вакуумний фотоелектронний прилад для перетворення невидимого оком зображення (в ближньому інфрачервоному, ультрафіолетовому або рентгенівському спектрі) у видиме або для посилення яскравості видимого зображення.

Найпростіший ЕОП представляє собою короткий скляний циліндр. На одному його торці зсередини напилено фотокатод з речовини з малою роботою виходу, тобто такої, що легко іонізується під дією світла. На іншому торці напилено люмінофор, тобто речовина, що світиться під ударами електронів. Спеціальна система електродів забезпечує прискорення (тобто збільшення енергії) і розмноження електронів на шляху від фотокатода до люмінофора. Для нормальної роботи на ці електроди подаються певні напруги, що виробляються джерелом живлення ЕОП.

Крім того, терміном ЕОП часто називають пристрій, що містить:

• фотокатод, що перетворює слабкі світлові потоки в потоки електронів,
• підсилювач цих електронних потоків,
• бомбардований електронним потоком люмінесцентний екран, на якому відтворюється посилене зображення.

ЕОП широко використовується в сучасних приладах нічного бачення (ПНБ). Як підсилювачі електронних потоків у таких ЕОП використовується мікроканальна пластина (МКП). Найбільші виробники ЕОП — Hamamatsu, Проксівіжн, ITT Exelis, L3, Photonis, Катод, Екран-ФЕП, Екран-Оптичні системи, МЕЛЗ-ЕВП.

Першу конструкцію ЕОП запропонували в 1928 р. винахідники з компанії Philips.

Історично оптична астрономія (яку ще називають астрономією видимого світла) є найдавнішою формою дослідження космосу — астрономії. Оптичні зображення спочатку малювали від руки. Наприкінці XIX століття й більшої частини ХХ століття, дослідження здійснювалися на основі зображень, які здобували за допомогою фотографій, зроблених на фотографічному устаткуванні. Сучасні зображення отримують з використанням цифрових детекторів, зокрема детектори на основі приладів із зарядовим зв'язком (ПЗЗ). Хоча видиме світло охоплює діапазон приблизно від 4000 Ǻ до 7000 Ǻ (400–700 нанометрів), обладнання, що застосовується у цьому діапазоні, можна застосувати і для дослідження близьких до нього ультрафіолетового та інфрачервоного діапазонів, які не сприймаються людським оком.

Інфрачервона астрономія стосується досліджень, виявлення та аналізу інфрачервоного випромінювання в космосі. Хоча довжина хвилі його близька до довжини хвилі видимого світла, інфрачервоне випромінювання сильно поглинається атмосферою, крім того, атмосфера Землі має значне інфрачервоне випромінювання. Тому обсерваторії для вивчення інфрачервоного випромінення мають бути розташовані на високих та сухих місцях або в космосі. Інфрачервоний спектр є корисним для вивчення об'єктів, які є занадто холодними, щоб випромінювати видиме світло таких об'єктів, як планети і навколозоряні диски. Інфрачервоні промені можуть проходити через газопилові хмари, які поглинають видиме світло, що дає змогу спостерігати молоді зорі в молекулярних хмарах і ядрах галактик. Деякі молекули потужно випромінюють в інфрачервоному діапазоні, і це може бути використано для вивчення хімічних процесів у космосі (наприклад, для виявлення води в кометах).

Ультрафіолетова астрономія, здебільшого, застосовується для детального спостереження в ультрафіолетових довжинах хвиль приблизно від 100 до 3200 Ǻ (від 10 до 320 нанометрів). Світло на цих довжинах хвиль поглинається атмосферою Землі, тому дослідження цього діапазону виконують з верхніх шарів атмосфери або з космосу. Ультрафіолетова астрономія найкраще підходить для вивчення гарячих зір (ОФ зірки), оскільки основна частина їх випромінювання припадає саме на цей діапазон. Сюди належать дослідження блакитних зір в інших галактиках та планетарних туманностей, залишків наднових, активних галактичних ядер. Однак ультрафіолетове випромінювання легко поглинається міжзоряним пилом, тому під час вимірювання слід робити поправку на наявність останнього в космічному середовищі.

Радіоастрономія досліджує випромінювання з довжиною хвилі, більшою за один міліметр (приблизно). Радіоастрономія відрізняється від більшості інших видів астрономічних спостережень тим, що досліджувані радіохвилі можна розглядати саме як хвилі, а не як окремі фотони. Отже, можна виміряти як амплітуду, так і фазу радіохвилі, що не так легко зробити для коротших хвиль.

Хоча деякі радіохвилі випромінюються астрономічними об'єктами у вигляді теплового випромінювання, більшість радіовипромінювання, що спостерігається з Землі, є за походженням синхротронним випромінюванням, що виникає, коли електрони рухаються у магнітному полі. Крім того, деякі спектральні лінії утворюються міжзоряним газом, зокрема радіолінія нейтрального водню довжиною 21 см.

У радіодіапазоні спостерігається велике розмаїття космічних об'єктів, зокрема наднові зорі, міжзоряний газ, пульсари та активні ядра галактик.

Рентгенівська астрономія вивчає астрономічні об'єкти в рентгенівському діапазоні. Зазвичай об'єкти випромінюють рентгенівське випромінювання завдяки:

• синхротронному механізму (релятивістські електрони, що рухаються в магнітних полях)
• теплове випромінювання від тонких шарів газу, нагрітих вище 10⁷ K (10 мільйонів Кельвіна — так зване гальмівне випромінювання);
• теплове випромінювання масивних газових тіл, нагрітих понад 10⁷ K (так зване випромінювання абсолютно чорного тіла).

Оскільке рентгенівське випромінювання поглинається атмосферою Землі, рентгенівські спостереження здебільшого виконують з орбітальних станцій, ракети або космічних кораблів. До відомих рентгенівських джерел у космосі належать: рентгенівські подвійні зорі, пульсари, залишки наднових, еліптичні галактики, скупчення галактик, а також активні ядра галактик.

Гамма-астрономія вивчає астрономічні об'єкти за електромагнітним випромінюванням найкоротшою довжиною хвиль (з енергією понад 100 кЕв). Гамма-промені можуть спостерігатися безпосередньо з таких супутників, як гамма-обсерваторія «Комптон» або спеціалізовані атмосферні телескопи Черенкова. Атмосферні телескопи виявляють гамма-промені не безпосередньо, а за черенковським випромінюванням високоенергетичних часток, які утворюються під час взаємодії гамма-променів з атмосферою Землі внаслідок комптонівського розсіювання.

Більшість джерел гамма-випромінювання є фактично джерелами гамма-сплесків, які випромінюють тільки гамма-промені протягом короткого проміжку часу від декількох мілісекунд до тисячі секунд, перш ніж розвіятися в просторі космосу. Тільки 10% від джерел гамма-випромінювання не є перехідними джерелами. До цих стійкий гамма-випромінювачів включають пульсари, нейтронні зірки і кандидати на чорні дірки в активних галактичних ядрах.