Radioteleskop: Porovnání verzí

[[ImageSoubor:Parkes.arp.750pix.jpg|thumb|Radioteleskop v [[Observatoř Parkes|Observatoři Parkes]]]]

Anténa byla umístěna na otočnou plošinu, díky níž se mohla pohybovat v libovolném směru (zanedlouho proto získala přezdívku ''Jansky's merry-go-round''). Měla průměr přibližně 30 m a výšku 6 m. K pohybu bylo využito sady pneumatik z automobilu Ford-T a díky tomu mohl být přesně nastaven směr zdroje, ze kterého měly být sledovány signály sledovány. Po straně antény byl umístěn malý a jednoduchý analogový systém záznamu přijímaných dat. Po několikaměsíčním záznamu Jansky data roztřídil a kategorizoval do tří předem určených kategorií rušení: ''blízké bouře'', ''vzdálené bouře'' a ''nepravidelný šum neznámého původu''. Jansky zanedlouho zjistil, že tento ''nepravidelný šum'' se opakuje vždy v cyklech po 23 hodinách a 56 minutách. Ono čtyřminutové zpoždění je ukazatelem tzv. [[Hvězdný čas|hvězdného času]], což je doba, kterou "pevnému" objektu trvají dva pohyby po [[Nebeská sféra|nebeské sféře]]. Po porovnání svých pozorování s nebeskými mapami Jansky učinil závěr, že ''nepravidelné rušení'' přichází z [[Mléčná dráha|Mléčné dráhy]] a je nejsilnější ve směru, kde se nachází její střed - tedy v [[Souhvězdí Střelce]].

[[ImageSoubor:Grote Antenna Wheaton.gif|thumb|Reberova první talířová anténa]]

Rozsah frekvencí v elektromagnetickém spektru, které společně vytvářejí radiové spektrum je velmi velký. To znamená, že různých variant radioteleskopů, co se velikosti, konfigurace atp. týče, existuje široká škála. Antény, které se používají pro průzkum vlnových délek od 30 m do 3 m (10 MHz–100 MHz) jsou většinou velká seskupení směrových antén, které se podobají klasicikým „televizním anténám“ anebo jsou to statické reflektory s pohyblivým ohniskovým bodem. Po bližším průzkumu různých vlnových délek "klasickými" anténami bylo zjištěno, že jako povrch reflektorových antén lze použít obyčejné drátěné [[drátěné pletivo|pletivo]]. V případě krátkých vlnových délek jednozačně vedou antény talířové. Úhlovým rozlišením antény se rozumí funkce průměru talířové antény, který je přizpůsoben vlnové délce elektromagnetického záření, kteté má být pozorováno. Vlnová délka tedy přesně udává průměr talíře, který je potřebný k jejímu pozorování. Radioteleskopy, které jsou určeny pro sledování vlnových délek od 3 m do 30 cm (100 MHz až 1 GHz) mají většinou přes 100 m v průměru. Průměr radioteleskopů operujících ve vlnové délce kolem 30 cm (1 GHz) se pohybuje od 3 m do 90 m.

[[ImageSoubor:Arecibo naic big.gif|thumb|[[Observatoř Arecibo]]]]

[[ImageSoubor:Mrao ami lba ryle.jpg|thumb|left|Soustava radioteleskopů v [[University of Cambridge]]]]

Jeden z největších technologických průlomů v oboru radioastronomie přišel v roce [[1946]], kdy byla představena metoda tzv. [[astronomická interferometrie]]. Astronomické [[Interferometr|interferometry]] sestávají buďto ze soustav parabolických antén ([[Very Large Array]]), jednodimenzionálních antén ([[The Big Ear (radioteleskop)|Big Ear]]) nebo dvoudimenzionálních dipólových antén. Jednotlivé antény jsou od sebe odděleny v širokých odstupech a spojeny [[Koaxiální kabel|koaxiálním káblem]], [[Vlnovod|vlnovodem]], [[Optické vlákno|optickým vláknem]] nebo jiným druhem přenosové linky. [[Interferometrie]] nejenže zvyšuje kvantitu přijímaného signálu, ale také výrazně zlepšuje rozlišovací schopnosti, pokud je využita společně s metodou tzv. aperturovou synézou. Tato metoda funguje na principu skládání jednotlivých vln z různých teleskopů, přičemž vlny o stejné fázi se navzájem „posilují“ zatímco vlny o nesouhlasných fázích se navzájem odruší. Za účelem dosáhnout co nejlepšího rozlišení je nutné, aby byly jednotlivé radioteleskopy rozmístěny v různých odstupech. Odstup mezi dvěma anténami se nazývá ''baseline'' (základní linie). Pro dosažení co možná nejlepšího výsledku při pozorování radiového cíle je ideální vytvoření co největšího počtu různých základních linií (např. soustava radioteleskopů [[Very Large Array]] v [[Nové Mexiko|Novém Mexiku]] sestává z 27 antén, které je možné seskupit až do 351 různých pozic (základních linií), což umožňuje dosáhnout rozlišení až 0,2 úhlových vteřin ve 3 cm vlnových délkách.<ref>[http://www.gps.caltech.edu/faculty/muhleman/muhleman.html gps.caltech.edu - ''Microwave Probing of the Invisible'' by Duane O. Muhleman]</ref> Jedním z prvních experimentů na poli interferometrie byla tzv. Lloydovo interferometrické zrcadlo vyvinuté v roce 1946 vědeckým týmem Josepha Lade Pawseyho na univezitě v [[Sydney]].<ref>[[Nature (journal)|Nature]] 157 pp 158 1946</ref> Na začátku 50. let 20. století byl pomocí [[Cambridge Interferometer]] podniknut průzkum radiového nebe, který umožnil vytvoření 1. a 2. Cambridgeského katalogu radiových zdrojů (Cam''bridge Catalogue of Radio Sources'').

* [[Isaac Asimov|Asimov, I.]] (1979). Isaac Asimov's Book of facts; ''Sky Watchers''. New York: Grosset & Dunlap. Page 390 - 399. ISBN 08038934770-8038-9347-7