Radioteleskop: Porovnání verzí

'''Radioteleskop''' je forma směrové [[Anténa|antény]] využívaná v [[Radioastronomie|radioastronomii]] a také při příjmu a sběru dat z [[Družice|družic]] a [[Vesmírná sonda|vesmírných sond]]. Od [[Teleskop|optických teleskopů]] se liší tím, že pracují v radiové části elektromagnetického spektra, v kterém detekují a sbírají data z radio-emitujících zdrojů. To znamená, že neposkytují žádný přímo viditelný obraz. Radioteleskopy jsou většinou velké parabolické antény užívané buďto samostatně nebo ve formacích. Radioobservatoře bývají situovány co nejdále od velkých městských center, aby se co nejvíce eliminoval vliv rušivých radioemisí, které tato centra produkují (např. [[Rádio|rádiarozhlas]]ové vysílání, [[televizní vysílání]]). Je to podobné jako u optických teleskopů, s tím rozdílem, že u nich v blízkosti velkých měst dochází k rušení [[Světelné znečištění|světelnými emisemi]].

K největšímu rozkvětu radioastronomie došlo po skončení [[Druhá světová válka|druhé světové války]], během nichž učinili astronomové v [[Evropa|Evropě]], [[USA]] a [[Austrálie|Austrálii]] mnoho objevů.

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 [[Vlnová délka|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 [[Elektromagnetické záření|elektromagnetického záření]], které 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.

Na přelomu 50. a 60. let 20. století došlo k velkému rozmachu jedno-talířových antén. Největším samostatným radioteleskopem je [http://cs.wikipedia.org/wiki/Speci%C3%A1ln%C3%AD_astrofyzik%C3%A1ln%C3%AD_observato%C5%99_Rusk%C3%A9_akademie_v%C4%9Bd#Radioteleskop_RATAN-600 RATAN-600] postavený v [[Sovětský svaz|SSSR]] roku [[1977]] s průměrem kruhové antény 576&nbsp;metrů <ref>[http://www.sao.ru/ratan/technic/desc.html.en RATAN-600 description]</ref>). Největším radioteskopem v Evropě je 100&nbsp;metrová anténa ve městě Effelsberg v [[Německo|Německu]], který byl do zprovoznění teleskopu ''Green Bank Telescope'' v roce [[2000]] po dobu 30 let největším, plně ovladatelným radioteleskopem. Největším radioteleskopem na území [[Spojené státy americké|USA]] byl do roku [[1988]] "[[The Big Ear (radioteleskop)|Big Ear]]" patřící [[Ohio State University]].

Mezi dobře známé radioteleskopy patří radioteleskop [[Observatoř Arecibo|Observatoře v Arecibu]] ve státě [[Puerto Rico]], který je pohyblivý v rozsahu do 20° od zenitu[[zenit]]u a je největší jednoúsťovou anténou na světě.

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

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 kabelem]], [[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. aperturové synézy. Tato metoda funguje na principu[[princip]]u skládání jednotlivých vln z různých teleskopů[[teleskop]]ů, 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 [[Úhlová vteřina|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[[vědec]]kým 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 (''[[Cambridge Catalogue of Radio Sources]]'').