Radioteleskop: Porovnání verzí

První anténa určená k identifikaci radiových zdrojů ve [[Vesmír|vesmíru]] byla sestrojena roku [[1931]] Karlem Guthem Janskym, inženýrem z [[Bellovy laboratoře|Bellových laboratoří]]. Úkolem Janskyho byla identifikace zdrojů radiového šumu, které by mohly rušit komunikaci [[Radiotelefon|radiotelefonů]]. Janskyho anténa byla zkonstruována pro přijempříjem krátkovlnných radiových signálů na [[Frekvence|frekvenci]] 20,5 [[MHz]] (přibližná [[vlnová délka]] λ=14,6 m).

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 klasicikýmklasickým „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 jednozačnějednoznačně 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 radioteskopemradioteleskopem 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]].

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 synézysyntézy. Tato metoda funguje na [[princip]]u skládání jednotlivých vln z různých [[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]] [[vědec]]kým týmem Josepha Lade Pawseyho na univezitěuniverzitě 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]]'').