Какова роль наблюдений в астрономии?

Собсно, определяющая. Ничем другим, кроме как наблюдать и анализировать результаты наблюдений, астрономы заняться не могут в силу того, что заперты в пределах своей планеты. Как максимум - планеты и окружающего её пространства.

Если в других областях естествознания можно ставить эксперименты, варьируя их условия, то для астрономов это невозможно, потому что объекты их интереса находятся на умопомрачительных расстояниях, и средств влияния на эти объекты, чтоб "поэкспериментироват­ь", у них тоже нету, и ещё долго не будет (за мелкими исключениями типа изучения небесных тел Солнечной системы космическими аппаратами).

Инструменты: с древнейших времён единственными инструментами были часы и астролябия, потому что единственной характеристикой, которая допускала непосредственные измерения, было положение объектов на небе, то есть все измерения сводились к измерению углов. Отсчитываемых от горизонта ("по вертикали", тысызыть) и от выбранного за некоторый репер "нулевого небесного меридиана" ("по горизонтали"; тут был значительный произвол, связанный с тем, что за нулевой можно выбрать любой меридиан). Но даже таких примитивных приборов хватило, чтобы уже в первой половине 17 века открыть основные законы движения небесных тел - законы Кеплера.

Следующий важный шаг в технике астрономических наблюдений - изобретение телескопов, рефракторов и рефлекторов. Это резко расширило число доступных наблюдению объектов. Помимо увеличения чувствительности, телескопы дали возможность резко повысить и точность определения координат, тем самым открылась возможность измерения абсолютных расстояний до многих звёзд по определению их годичного параллакса. То есть астрономия из "двумерной", когда все звёзды были лишь точками на небесной сфере, стала трёхмерной. В ней появился объём, появилась третья координата.

Следующий качественный скачок - изобретение фотографии. Регистрация изображений на фотопластинках открыла путь к фотометрии - помимо положения тел на небе, стало возможным точно измерять их яркость. Не просто утверждать, что звезда А ярче звезды Б, а - во сколько раз.

Помимо прочего, фоторегистрация звёздного неба позволила точно измерять и движение звёзд. Сравнивая изображения одного и того же участка, сделанные в разное время, можно точно измерить, на сколько сместилась та или иная звезда.

Следующий скачок - открытие (ну или изобретение, что было бы точнее) Кирхгофом и Бунзеном спектрального анализа как метода определения химического состава вещества. С помощью спектрографов астрономы получили возможность исследовать химический состав звёзд и измерять температуру их фотосферы, а по измерению эффекта Доплера - измерять их лучевые скорости. Астрономия мало того что стала трёхмерной - она стала динамической, появилась возможность измерять движение звёзд.

Оное же применение спектрального анализа к изучению звёзд позволило построить и знаменитую диаграмму Герцшпрунга-Рассела "Спектр - светимость". Оказалось, что абсолютная звёздная величина звёзд из главной последовательности довольно чётко связана с их спектральным составом. Этот же метод - изучение спектров - привёл и к открытию закона Хаббла.

Следующий скачок - появление радиоастрономии. Помимо того, что небо оказалось разукрашенным не только оптическими источниками, но и источниками радиоизлучения, которые дали новую и ценную информацию о разных объектах, радиоастрономия раскрыла информацию о процессах, происходящих в таких образованиях, как туманности. Оказалось, что в радиодиапазоне туманности куда ярче, чем они выглядят для глаза. Масса новых экзотических объектов - джеты, пульсары, диски акрреции, квазары - тоже была открыта с помощью радиотелескопов. Наконец, у радиоастрономии на порядки более высокое угловое разрешение, чем у оптических инструментов. Это связано с тем, что в радиодиапазоне можно работать с синтезированной апертурой радиотелескопа, когда одна "половина антенны" от другой отделена гигантским расстоянием - тысячи километров. А ведь в формулу Рэлея, дающую дифракционный предел разрешения системы, входит не размер антенны (или зеркала), а именно апертура, то есть расстояние между наиболее удалёнными точками системы регистрации волнового фронта.

Ну и - космическая эра. Тут две фишки. Во-первых, телескопы вышли из-под мешающего влияния атмосферы с её турбулентностью и с её непрозрачностью для многих вкусных диапазонов длин волн. Астрономия наконец-то стала всеволновой - появились ультрафиолетовые телескопы, рентгеновские, гамма-телескопы... Во-вторых, для радиотелескопов исчезло ограничение, связанное с размером Земли. Разнесённую апертуру стало возможным образовывать не Гаваями и Австралией, а той же Австралией и точкой Лагранжа. Угловое разрешение в радиоастрономии достигло вообще невиданных величин...