раздел астрономии, изучающий космические объекты путем анализа приходящего от них радиоизлучения. Многие космические тела излучают радиоволны, достигающие Земли: это, в частности, внешние слои Солнца и атмосфер планет, облака межзвездного газа. Радиоизлучением сопровождаются такие явления, как взаимодействие турбулентных потоков газа и ударные волны в межзвездной среде, быстрое вращение нейтронных звезд с сильным магнитным полем, "взрывные" процессы в ядрах галактик и квазаров, солнечные вспышки и др. Приходящие к Земле радиосигналы естественных объектов имеют характер шумов. Эти сигналы принимаются и усиливаются с помощью специальной электронной техники, а затем регистрируются в аналоговом или цифровом виде. Часто радиоастрономическая техника оказывается более чувствительной и дальнодействующей, чем оптическая.

Сравнение с оптической астрономией. Из всех видов космического электромагнитного излучения к поверхности Земли сквозь ее атмосферу проходят, практически не ослабевая, только видимый свет, близкое (коротковолновое) инфракрасное излучение и часть спектра радиоволн. С одной стороны, радиоволны, имеющие значительно большую длину волны, чем оптическое излучение, легко проходят сквозь облачные атмосферы планет и облака межзвездной пыли, непрозрачные для света. С другой стороны, только самые короткие радиоволны проходят сквозь прозрачные для света области ионизованного газа вокруг звезд и в межзвездном пространстве.

Слабые космические сигналы радиоастрономы улавливают с помощью радиотелескопов, основными элементами которых служат антенны. Обычно это металлические рефлекторы в форме параболоида. В фокусе рефлектора, там, где концентрируется излучение, помещают собирающее устройство в виде рупора или диполя, которое отводит собранную энергию радиоизлучения к приемной аппаратуре. Рефлекторы диаметром до 100 м делают подвижными и полноповоротными; они могут наводиться на объект в любой части неба и следить за ним. Более крупные рефлекторы (до 300 м в диаметре) - неподвижные, в виде огромной сферической чаши, а наведение на объект происходит за счет вращения Земли и перемещения облучателя в фокусе антенны. Рефлекторы еще большего размера обычно имеют вид части параболоида. Чем больше размер рефлектора, тем детальнее наблюдаемая радиокартина. Часто для ее улучшения один объект наблюдают синхронно двумя радиотелескопами или целой их системой, содержащей несколько десятков антенн, разнесенных иногда на тысячи километров.

Диапазоны регистрируемого радиоизлучения. Сквозь земную атмосферу проходят радиоволны длиной от нескольких миллиметров до 30 м, т.е. в диапазоне частот от 10 МГц до 200 ГГц. Таким образом, радиоастрономы имеют дело с частотами, заметно более высокими, чем, например, широковещательный радиодиапазон средних или коротких волн. Однако с появлением УКВ и телевизионного вещания в диапазоне частот 50-1000 МГц, а также радиолокаторов (радаров) в диапазоне 3-30 ГГц у радиоастрономов возникли проблемы: мощные сигналы земных передатчиков в этих диапазонах мешают приему слабых космических сигналов. Поэтому путем международных соглашений радиоастрономам выделено для наблюдения космоса несколько диапазонов частот, в которых запрещена передача сигналов.

Историческая справка. Радиоастрономия как наука началась в 1931, когда К.Янский из компании "Белл телефон" стал изучать помехи радиосвязи и обнаружил, что они приходят из центральной части Млечного Пути. Первый радиотелескоп построил в 1937-1938 радиоинженер Г.Ребер, самостоятельно сделавший у себя в саду из листов железа 9-метровый рефлектор, в принципе такой же, как нынешние гигантские параболические антенны. Ребер составил первую радиокарту неба и обнаружил, что на волне 1,5 м излучает весь Млечный Путь, но наиболее сильно - его центральная часть. В феврале 1942 Дж.Хей заметил, что в метровом диапазоне Солнце создает помехи радиолокаторам, когда на нем происходят вспышки; радиоизлучение Солнца в сантиметровом диапазоне в 1942-1943 открыл Дж.Саутворт.

Планомерное развитие радиоастрономии началось после Второй мировой войны. В Великобритании были созданы крупная обсерватория Джодрелл-Бэнк (Манчестерский университет) и станция Кавендишской лаборатории (Кембридж). Радиофизическая лаборатория (Сидней) организовала несколько станций в Австралии. Нидерландские радиоастрономы стали изучать облака межзвездного водорода. В СССР были построены радиотелескопы под Серпуховом, в Пулкове, в Крыму.

Крупнейшими радиообсерваториями США являются Национальные радиоастрономические обсерватории в Грин-Бэнк (шт. Зап.Виргиния) и Шарлотсвилле (шт. Виргиния), обсерватория Корнеллского университета в Аресибо (о.Пуэрто-Рико), обсерватория Калифорнийского технологического института в Оуэнс-Вэлли (шт. Калифорния), Линкольновская лаборатория Массачусетского технологического института и обсерватория Ок-Ридж Гарвардского университета (шт. Массачусетс), обсерватория Хэт-Крик Калифорнийского университета в Беркли (шт. Калифорния), Радиоастрономическая обсерватория пяти колледжей Массачусетского университета (шт. Массачусетс).

Типы радиотелескопов. В простейшем виде радиотелескоп состоит из антенны, приемника и регистрирующего устройства. Радиотелескоп может только принимать сигналы из космоса, а радиолокатор может излучать мощный сигнал и принимать отраженное от космического объекта эхо. Некоторые известные радиотелескопы являются также радиолокаторами, например 305-метровый телескоп в Аресибо. См. также РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ
.

Параболические антенны. Первые послевоенные радиотелескопы имели параболические антенны, т.е. напоминали "тарелки" военных радаров. До сих пор это наиболее распространенный тип антенны для наблюдений в широком диапазоне длин волн. Качество радиотелескопа в основном определяется его чувствительностью и разрешающей способностью. Чувствительность - это способность регистрировать предельно слабые сигналы. Она зависит от апертуры антенны (т.е. ее собирающей площади), от диаграммы направленности антенны (способности выделять сигнал с определенного направления на фоне сигналов, приходящих со всех других направлений) и от величины собственных шумов приемника. В диапазоне длинных волн шумы приемников невелики, но на коротких волнах это становится серьезной проблемой.

Разрешающая способность, или, просто, разрешение телескопа - это его способность разделить сигналы от двух близких по направлению источников. Минимальный угол (в радианах) между такими источниками определяется отношением длины волны излучения к диаметру телескопа. Если антенна диаметром 300 м используется для наблюдения на волне длиной 1 м, то ее разрешение составляет около 1/300 радиана или 11?. Это заметно хуже, чем у человеческого глаза (около 1?) и намного хуже, чем у крупных оптических телескопов (менее 1??). Для увеличения разрешающей способности стремятся использовать антенны большого диаметра на короткой длине волны. Однако при этом возникает серьезная проблема: если форма антенны отличается от идеального параболоида более чем на 1/15 длины волны, то такая антенна не может точно фокусировать приходящее излучение.

Крупнейшая полноповоротная параболическая антенна диаметром 100 м находится близ Бонна (Германия). Она работает на волнах сантиметрового диапазона. Подобные антенны диаметром 70-90 м имеются в США, Англии, России и Австралии. Создать более крупную подвижную антенну не удается из-за проблем деформации под действием собственного веса. Поэтому крупнейшая в мире 305-метровая антенна радиотелескопа в Аресибо неподвижно лежит в земляной чаше, имеющей в центре глубину 137 м. Она осматривает небо благодаря вращению Земли и перемещению ее облучателя относительно вертикали на 20?. Форма рефлектора этой антенны не параболическая (при которой он фокусировал бы излучение, приходящее лишь с одного направления), а сферическая, одинаково пригодная для фокусировки лучей, приходящих с любого направления. Обладая огромной площадью, этот радиотелескоп самый чувствительный в мире; работая как радиолокатор, он может "дотянуться" до Сатурна.

Стремясь повысить разрешающую способность радиотелескопов, создают антенны сложной формы: например, в виде параболического цилиндра, вытянутого вдоль поверхности Земли и имеющего высокое разрешение в горизонтальном направлении и низкое - в вертикальном; или в виде кольца, представляющего как бы обод параболической антенны без ее средней части, как у радиотелескопа РАТАН-600 Специальной астрофизической обсерватории АН России диаметром 600 м. Такие конструкции называют антеннами с незаполненной апертурой. Еще более сложными являются многоапертурные радиотелескопы - "антенные решетки", - состоящие из нескольких антенн, направленных на один объект и суммирующих принятые сигналы.

Радиоинтерферометры. Простейший из них по принципу действия похож на оптический интерферометр Майкельсона и состоит из двух небольших антенн, находящихся друг от друга на некотором расстоянии, называемом базой. Сигнал источника достигает одной из антенн чуть раньше, чем другой: разница в пути сигнала определяется базой интерферометра и углом между ней и направлением на источник. Если эта разница составляет целое число длин волн, то сложенные вместе сигналы усиливают друг друга; если нечетное число полуволн - то ослабляют. Поэтому при перемещении источника по небу его суммарный сигнал периодически усиливается и ослабляется, аналогично светлым и темным полосам в оптическом интерферометре. Чем больше база прибора, тем чаще располагаются полосы. Это позволяет точнее определять положение на небе точечных источников или детальнее исследовать структуру протяженных источников.

Радиоинтерферометр Калифорнийского технологического института в Оуэнс-Вэлли состоит из трех 27-метровых параболических антенн, которые могут передвигаться по рельсовым путям на расстояние 488 м в направлениях север-юг и запад-восток. Меняя таким образом размер и направление базы, можно исследовать структуру источников в разных масштабах и направлениях. Похожая система работает и в Грин-Бэнк.

Интерферометры другого типа состоят из двух линейных рядов антенн, образующих крест. Каждый из рядов имеет высокое разрешение в направлении своей протяженности, а вместе они точно локализуют источник на небе. В начале 1950-х годов в Австралии такие системы создавали У.Кристиансен и Б.Миллс. Крест Миллса состоит из двух рядов элементарных дипольных антенн, а крест Кристиансена - из рядов параболических антенн; существуют также кресты из параболических цилиндров. Первый крест Миллса, сооруженный в 1952 близ Сиднея (Австралия), имел плечи по 457 м, второй, законченный в 1957, - по 1067 м. Позже в Хоскинтауне (шт. Новый Южный Уэльс, Австралия) был построен крест из двух параболических цилиндров длиной по 1554 м. В крестообразном телескопе Стэнфордского университета каждое плечо длиной 114 м состоит из 16 трехметровых параболических антенн. Физический институт Российской АН имеет близ Серпухова крестообразный телескоп из двух параболических цилиндров длиной по 1 км. Такой же инструмент используется в Университете Болоньи (Италия), а крест вблизи Сиднея имеет плечи по 1,6 км.

Развитие этих идей привело к созданию гигантских инструментов. Например, на плато Св. Августина, к западу от Сокорро (шт. Нью-Мексико) сооружен радиоинтерферометр VLA (Very Large Array, очень большая решетка) Национальной радиоастрономической обсерватории США. Это система из 27 параболических полноповоротных антенн диаметром по 25 м, имеющая три плеча по 22,4 км, расположенных в виде буквы Y. Предельно большими для наземной радиоастрономии стали межконтинентальные интерферометры, отдельные антенны которых расположены в разных странах и даже на разных континентах. Разрешающая способность таких систем достигает 0,001??.

Радиоизлучение Солнца. Зарегистрировано радиоизлучение Солнца с длиной волны от нескольких миллиметров до 30 м. Особенно сильно излучение в метровом диапазоне; оно рождается в верхних слоях атмосферы Солнца, в его короне, где температура порядка 1 млн. К. Коротковолновое излучение Солнца относительно слабо; оно выходит из хромосферы, расположенной над видимой поверхностью Солнца - фотосферой.

Галактические радиоисточники. Уже первые наблюдения Г.Ребера показали, что радиоизлучение Млечного Пути неоднородно - оно сильнее в направлении центра Галактики. Дальнейшие исследования подтвердили, что основные источники радиоволн относительно компактны; их называют точечными или дискретными. Зарегистрированы уже десятки тысяч таких источников.

Излучение космических радиоисточников бывает двух типов: тепловое и нетепловое (обычно синхротронное). Тепловое излучение рождается в горячем газе от случайного (теплового) движения заряженных частиц - электронов и протонов. Его интенсивность в широком диапазоне спектра почти постоянна, но на длинных волнах она быстро уменьшается. Такое излучение характерно для эмиссионных туманностей. Остальные источники имеют нетепловое излучение, интенсивность которого растет с увеличением длины волны. В этих источниках излучение возникает при движении очень быстрых электронов в магнитном поле. Скорости электронов близки к скорости света, и это не может быть следствием простого теплового движения. Для разгона электронов до таких скоростей в лаборатории используют специальные ускорители - синхротроны. Как это происходит в естественных условиях, не совсем ясно. Синхротронное излучение сильно поляризовано. Это позволяет обнаруживать его в космических источниках и по направлению поляризации определять ориентацию их магнитного поля. Таким методом исследованы межзвездные магнитные поля в нашей и соседних галактиках.

Одним из важнейших достижений радиоастрономии стало открытие активных процессов в ядрах галактик. Радионаблюдения указывали на это еще в 1950-е годы, но окончательное подтверждение появилось в 1962, когда с помощью 5-метрового оптического телескопа обсерватории Маунт-Паломар (США) были независимо обнаружены бурные процессы в ядре галактики М 82.

Другим важнейшим открытием радиоастрономии считаются квазары - очень далекие и активные внегалактические объекты. Вначале они казались рядовыми точечными источниками. Затем некоторые из них были отождествлены со слабыми звездами (отсюда название "квазар" - квазизвездный радиоисточник). Доплеровское смещение линий в их оптических спектрах указывает на то, что квазары удаляются от нас со скоростью, близкой к скорости света и, в соответствии с законом Хаббла, расстояния до них составляют миллиарды световых лет. Находясь на таких гигантских расстояниях, они заметны лишь потому, что излучают с огромной мощностью - порядка 1041 Вт. Это значительно больше мощности излучения целой галактики, хотя размер области генерации энергии у квазаров существенно меньше размера галактик и порой не превосходит размера Солнечной системы. Загадка квазаров до сих пор не раскрыта. См. также КВАЗАР
.

Отождествление источников. Звезды - слабые источники радиоволн. Долгое время единственной звездой на "радионебе" было Солнце, и то лишь благодаря его близости. Но в 1970-х годах Р.Хелминг и К.Уэйд из Национальной радиоастрономической обсерватории США открыли радиоизлучение от газовых оболочек, сброшенных Новой Дельфина 1967 и Новой Змеи 1970. Затем они обнаружили радиоизлучение красного сверхгиганта Антареса и рентгеновского источника в Скорпионе.

В.Бааде и Р.Минковский из обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар (США) отождествили многие яркие радиоисточники с оптическими объектами. Например, ярчайший источник в Лебеде оказался связан с очень далекой и слабой галактикой необычной формы, ставшей прототипом радиогалактик. Мощный радиоисточник в Тельце они отождествили с остатком взрыва сверхновой звезды, отмеченной в китайской летописи 1054. Мощный источник в Кассиопее также оказался остатком сверхновой, вспыхнувшей всего лет 300 назад, но не замеченной никем.

В 1967 Э.Хьюиш, Дж.Белл и их коллеги из Кембриджа (Англия) открыли необычные переменные радиоисточники - пульсары. Излучение каждого пульсара представляет строго периодическую последовательность импульсов; у открытых пульсаров периоды лежат в интервале от 0,0016 с до 5,1 с. Через 2 года У.Кокки, М.Дисней и Д.Тейлор обнаружили, что радиопульсар в Крабовидной туманности совпадает со слабой оптической звездой, которая, как и пульсар, изменяет свою яркость с периодом 1/30 с. Среди более 700 известных сейчас пульсаров еще только один - в созвездии Парусов (Vela) - демонстрирует оптические вспышки. Выяснилось, что феномен пульсара связан c нейтронными звездами, образовавшимися в результате гравитационного коллапса ядер массивных звезд. Имея диаметр около 15 км и массу как у Солнца, нейтронная звезда быстро вращается и как маяк периодически "освещает" Землю. Постепенно скорость вращения пульсара замедляется, период между импульсами возрастает, а их мощность падает. Иногда наблюдаются резкие сбои периода, когда у нейтронной звезды происходит перестройка структуры, называемая "звездотрясением". См. также НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА; ПУЛЬСАР.

Фоновое излучение. Кроме отождествленных и неотождествленных дискретных источников, наблюдается суммарный фон от миллионов далеких галактик и облаков межзвездного газа нашей Галактики. С повышением чувствительности и разрешающей способности радиотелескопов из этого фона удается выделить все больше дискретных источников.

Радиоизлучение планет. В 1956 К.Мейер из Военно-морской лаборатории США открыл излучение Венеры на волне 3 см. В 1955 Б.Бурке и К.Франклин из института Карнеги в Вашингтоне обнаружили короткие всплески радиоизлучения от Юпитера на волне 13,5 м. Дальнейшие исследования в Австралии показали, что всплески излучения от Юпитера приходят в те моменты, когда определенные зоны его поверхности обращены к Земле. В дециметровом диапазоне кроме теплового излучения наблюдалось и синхротронное, что указывало на наличие у Юпитера мощного магнитного поля, которое позже было действительно обнаружено космическими зондами.

Радиолокационные исследования планет позволяют точно определять их расстояние от Земли, скорость их суточного вращения и свойства поверхности. Радиолокация Венеры позволила изучить топографию ее поверхности, закрытой от оптических телескопов плотным облачным слоем. См. также РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ
.

Излучение водорода. Нейтральный атомарный водород - возможно, самый распространенный элемент в межзвездном пространстве. Он способен излучать радиолинию с длиной волны 21 см, которая была предсказана в 1944 нидерландским теоретиком Х. ван де Хюлстом и обнаружена в 1951 Х.Юэном и Э.Парселом из Гарвардского университета (США). Существование узкой линии в радиодиапазоне оказалось очень полезным: измеряя ее доплеровское смещение, можно очень точно определять лучевую скорость наблюдаемого облака газа. При этом приемная аппаратура радиотелескопа сканирует некоторый диапазон длин волн в районе линии 21 см и отмечает пики излучения. Каждый такой пик - это линия излучения водорода, смещенная по частоте из-за движения одного из облаков, попавших в поле зрения антенны телескопа.

Около 5% водорода в Галактике вследствие высокой температуры находится в ионизованном состоянии. Когда свободные электроны пролетают вблизи положительно заряженных ядер водорода - протонов, они испытывают притяжение, движутся ускоренно и при этом излучают электромагнитные кванты. Иногда, потеряв энергию, электрон оказывается захваченным на один из верхних уровней атома (т.е. происходит рекомбинация). Спускаясь затем каскадно на устойчивый нижний уровень, электрон также излучает кванты энергии. Такое излучение свободных и рекомбинирующих электронов наблюдается в радиодиапазоне от эмиссионных туманностей и позволяет обнаруживать их даже в тех случаях, когда оптическое излучение не может достичь Земли из-за поглощения в межзвездной пыли. Благодаря этому радиоастрономы смогли обнаружить практически все эмиссионные туманности в Галактике. См. также ТУМАННОСТИ
.

Млечный Путь. Наша Галактика - довольно плоская спиральная звездная система диаметром около 100 тыс. св. лет. Солнце - одна из 100 млн. ее звезд - движется по орбите почти точно в плоскости галактического диска на расстоянии около 30 тыс. св. лет от его центра. Радиоволны, свободно проходящие сквозь облака межзвездной пыли, идеально подходят для изучения спиральных рукавов Галактики, содержащих много межзвездного газа. Наблюдая в линии 21 см скопления облаков нейтрального водорода, можно довольно точно определять строение спиральных рукавов и их положение: они тянутся почти от самого центра Галактики до расстояния в 40 тыс. св. лет. В области центра Галактики движение газа довольно беспорядочное; возможно, газ движется там радиально от центра. См. также МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ
.

Молекулы и формирование звезд. Исследование облаков атомарного водорода показало, что они тесно связаны с процессом формирования звезд. Как показал Т.Менон из Гарвардского университета (США), комплекс молодых звезд в Орионе с известной яркой эмиссионной Туманностью Ориона, пылевой туманностью Конская голова и множеством массивных горячих звезд погружен в огромное облако водорода массой 60 тыс. масс Солнца. Наиболее холодные и плотные части таких облаков содержат многие виды молекул и атомных групп. Простейшая и самая распространенная из них - молекула водорода H2, но встечаются и более сложные: гидроксил (OH), окись углерода (CO), вода (H2O), аммиак (NH3), формальдегид (H2CO), метиловый спирт (CH3OH), этиловый спирт (CH3CH2OH), ацетон (CH3CH3CO) и т.д. Всего в межзвездных облаках открыто около 100 различных молекул, самые сложные из которых содержат 13 атомов. В недрах молекулярных облаков под действием гравитации межзвездное вещество сжимается в звезды, а из остатков этого вещества вокруг звезд формируются планетные системы. Не исключено, что межзвездные органические молекулы, попадая в атмосферы планет, дают начало развитию жизни. См. также МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО
.

Космологические исследования. Астрономы считают, что эволюция нашей Вселенной началась 10-15 млрд. лет назад с колоссального взрыва, после которого началось ее расширение. Радионаблюдения далеких галактик и квазаров помогают узнать состояние Вселенной в глубоком прошлом. Значительно глубже проникнуть в прошлое нашего мира помогло открытие реликтового радиоизлучения, оставшегося от первого этапа расширения горячего вещества Вселенной. Это открытие, удостоенное Нобелевской премии, было сделано А.Пензиасом и Р.Уилсоном. Оно окончательно подтвердило справедливость представлений о Большом взрыве, родившем нашу Вселенную. См. также АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА; КОСМОЛОГИЯ В АСТРОНОМИИ; КВАЗАР.

раздел астрономии, в котором небесные объекты - Солнце, звёзды, галактики и др. - исследуются на основе наблюдений излучаемых ими радиоволн в диапазоне от долей мм до несколкьих км. Иногда к Р. относят также и радиолокационную астрономию (См. Радиолокационная астрономия), которую называют в этом случае активной Р., в отличие от пассивной Р., занимающейся наблюдениями собственного радиоизлучения небесных объектов.

Наблюдения в радиодиапазоне электромагнитных волн существенно дополняют наблюдения небесных тел в оптическом и др., более коротковолновых, диапазонах (в т. ч. в рентгеновском). Уже в 19 в. были высказаны предположения о существовании радиоизлучения Солнца и предприняты попытки зарегистрировать его. Однако чувствительность применяемых приёмников радиации оказалась для этого совершенно недостаточной. Лишь в 1931 К. Янский (США) на волне 14,6 м случайно обнаружил ощутимое радиоизлучение Млечного Пути. В 1942 было обнаружено радиоизлучение спокойного Солнца, в 1945 - Луны, в 1946 был открыт первый "дискретный" (т. е. малого размера) источник радиоизлучения в созвездии Лебедя. Его физическая природа оставалась неизвестной вплоть до 1954, когда на месте этого радиоисточника наконец удалось увидеть в оптическом диапазоне удалённую Галактику.

В 60-х гг. 20 в. результаты радиоастрономических наблюдений нашли широкое применение в изучении физических явлений, происходящих в небесных объектах.

Путём теоретических исследований было установлено, что почти все наблюдаемые радиоастрономические явления связаны с известными в физике механизмами радиоизлучения: тепловым излучением (См. Тепловое излучение) твёрдых тел (планеты и малые тела Солнечной системы); тормозным излучением (См. Тормозное излучение) тепловых электронов в полях ионов космической плазмы (газовые туманности в Галактике, атмосфера Солнца и звёзд); магнитотормозным излучением тепловых, субрелятивистских и релятивистских электронов в космических магнитных полях (активные области на Солнце, пояса радиации вокруг некоторых планет, радиогалактики, квазары), различными коллективными процессами в плазме (вспышки радиоизлучения на Солнце и Юпитере и др. явления). Наряду со сплошным (непрерывным) спектром радиоизлучения, обусловленным перечисленными причинами, обнаружено также монохроматическое излучение небесных объектов. Основными механизмами образования спектральных радиолиний являются квантовые переходы между различными атомными и молекулярными энергетическими уровнями. Среди атомных радиолиний большую роль в Р. играет линия нейтрального водорода с длиной волны 21 см, возникающая при переходах между сверхтонкими подуровнями в атоме водорода, и рекомбинационные линии возбуждённого водорода (см. Рекомбинации (См. Рекомбинация)). Из многих десятков обнаруженных молекулярных радиолиний большая часть связана с переходами между подуровнями энергии, обусловленными вращением молекул (вращательными подуровнями).

Исследование космического радиоизлучения проводится с помощью Радиотелескопов. Для наблюдений сплошного спектра применяются широкополосные Радиометры; спектральные линии регистрируются при помощи радиоспектрографов различного типа. Специальные устройства радиотелескопов - Радиоспектрометры, Радиополяриметры и др. позволяют исследовать спектральный состав, интенсивность, поляризацию и др. характеристики радиоизлучения. Сигналы, приходящие от космических источников, как правило, очень слабы, вследствие чего для радиоастрономических исследований сооружают радиотелескопы с очень большими антеннами, применяют наиболее чувствительные приёмные устройства. Так, площадь антенны крупнейшего радиотелескопа составляет около 100 000 м² (Т-образный телескоп под Харьковом, СССР), а самый чувствительный радиометр может зарегистрировать изменение температуры на 0,001-0,0001 К. Радиоизображения небесных объектов строятся как с помощью одиночных (например, параболических) зеркал (как в оптической астрономии), так и путём более сложных - радиоинтерферометрических методов наблюдений (см. Радиоинтерферометр). Эти методы позволяют "синтезировать" радиоизображение небесных тел, в течение некоторого времени накапливая излучение, приходящее от исследуемого объекта. Успехи в регистрации высокочастотных электрических колебаний и стабилизации частоты позволили проводить интерферометрические наблюдения, сопоставляя записи, получаемые в далеко разнесённых пунктах, не связанных между собой радиочастотными каналами связи. Большие расстояния между пунктами наблюдений обеспечивают высокую разрешающую способность при определении направлений на источники радиоизлучения. С помощью радиотелескопов проводятся поисковые обзоры неба и детально исследуются отдельные объекты. Обнаруженные радиоисточники заносятся в каталоги; к 1974 опубликовано около 100 каталогов, в которых приведены сведения о десятках тысяч объектов, большая часть из которых расположена далеко за пределами нашей Галактики.

По объектам исследования Р. условно делится на солнечную, планетную, галактическую и метагалактическую (внегалактическую).

Солнечная Р. изучает атмосферу Солнца (хромосферу, корону, сверхкорону, солнечный ветер). Основная проблема - выяснение природы активности Солнца. Характер радиоизлучения Солнца различен в разных диапазонах. Радиоизлучение в миллиметровом диапазоне, связанное с тормозным излучением электронов плазмы солнечной хромосферы в электрических полях ионов, относительно спокойно. В сантиметровом диапазоне радиоизлучение в значительной степени зависит от тормозного и магнитотормозного излучения горячей намагниченной плазмы над солнечными пятнами. Наконец, в метровом диапазоне волн Радиоизлучение Солнца очень нестабильно и имеет форму всплесков над относительно стабильным уровнем тормозного излучения солнечной короны. Мощность всплесков иногда в десятки миллионов раз превосходит излучение спокойной короны. Эти всплески, по-видимому, вызываются прохождением потоков быстрых частиц сквозь атмосферу Солнца. Солнечный ветер исследуется по рассеянию в нём радиоволн, идущих от удалённых радиоисточников.

Планетная Р. исследует тепловые и электрические свойства поверхности планет и их спутников, их атмосферы и радиационные пояса. Радиоастрономические наблюдения существенно дополняют результаты, полученные в оптическом диапазоне; особенно это относится к планетам, поверхность которых скрыта от земного наблюдателя плотными облаками. Радиоастрономические наблюдения позволили измерить температуру поверхности Венеры, оценить плотность её атмосферы; благодаря таким наблюдениям обнаружены радиационные пояса Юпитера и мощные вспышки радиоизлучения, возникающие в его атмосфере.

Радиолокационные методы позволяют с очень высокой точностью измерять расстояния до планет, периоды их вращения, осуществить картографирование поверхностей планет.

Галактическая Р. изучает структуру нашей Галактики, активность её ядра, физическое состояние межзвёздного газа и природу различных галактических источников радиоизлучения. Мощными галактическими источниками радиоизлучения являются остатки сверхновых звёзд, а также облака газа, ионизованного ультрафиолетовым излучением звёзд. В 1967 были обнаружены Пульсары - источники пульсирующего радиоизлучения. Эти объекты, по-видимому, связаны с быстро-вращающимися нейтронными звёздами (См. Нейтронные звёзды), в мощной магнитосфере которых и возникает радиоизлучение. В том же году были обнаружены источники исключительно ярких и узких радиолиний гидроксила OH, а затем и линий некоторых молекул. Происхождение этих линий, вероятно, связано с действием мазерного механизма излучения (см. Мазеры). Другим мощным космическим мазером является водяной пар, находящийся в особых условиях в компактных облаках межзвёздного газа. Физические условия в межзвёздном газе изучаются также с помощью радиолиний возбуждённого водорода и большого числа молекулярных линий. Зарегистрировано радиоизлучение новых звёзд некоторых др. типов. Особое внимание привлекло изучение радиоизлучения тесных двойных звёзд, в которых один из компонентов, возможно, является "чёрной дырой" (См. Чёрная дыра). Галактическая Р. изучает также структуру магнитного поля Галактики и способствует решению проблемы происхождения космических лучей.

Метагалактическая Р. изучает все объекты, находящиеся за пределами нашей Галактики. Подавляющее число этих объектов является т. н. нормальными галактиками. Для них характерно относительно слабое радиоизлучение, связанное с движением быстрых электронов в магнитных полях этих галактик. Галактики с более активными ядрами обладают радиоизлучением, мощность которого выше, чем у нормальных галактик, в сотни раз. Ещё в сотни и тысячи раз более мощное радиоизлучение характерно для радиогалактик (См. Радиогалактики). Подавляющая часть радиогалактик имеет двухкомпонентную структуру, так что оптический объект (как правило, гигантская эллиптическая галактика) расположен между компонентами, причём часто также является источником очень слабого радиоизлучения. Каждая компонента обычно имеет яркую деталь вблизи края. По-видимому, компоненты радиогалактик были выброшены из ядер оптических галактик и разлетаются с большими скоростями в стороны от них.

Энергия релятивистских электронов и магнитного поля в компонентах радиогалактик достигает огромной величины, насчитывающей 10⁶¹эрг и, вероятно, пополняется при эпизодически происходящих взрывах в ядрах галактик. Причина столь бурной активности этих ядер пока (1975) остаётся загадкой.

Однако самыми мощными внегалактическими радиоисточниками являются Квазары, видимые в оптическом диапазоне, но совершенно не похожие на обычные галактики. Радиоизлучение квазаров переменно: оно заметно изменяется за время от нескольких недель до нескольких лет, что может быть только при относительно малых линейных размерах радиоизлучающих областей в них. Это подтверждается прямыми наблюдениями структуры квазаров: с помощью интерферометров с большой базой обнаружены детали размером менее 10^-3 сек дуги, которые могут быть облаками или потоками ультрарелятивистских частиц, движущихся в магнитных полях. Детальная структура квазаров пока изучена недостаточно, а природа их ещё неизвестна.

Помимо дискретных внегалактических радиоисточников, наблюдается также фоновое излучение метагалактики. Оно складывается из совокупного радиоизлучения большого числа не наблюдаемых раздельно слабых радиоисточников и изотропного излучения, соответствующего температуре около 2,7 К. Последнее представляет собой излучение вещества, заполняющего метагалактику на ранней стадии развития Вселенной, когда это вещество (плазма) было плотнее, чем в современную эпоху, и имело температуру 3000-5000 К. Это излучение называют реликтовым излучением (См. Реликтовое излучение). Т. о., обнаружение реликтового излучения свидетельствует о том, что ранее Вселенная не была такой, как сейчас, - она была плотней и горячей. Подсчёты числа внегалактических радиоисточников также подтверждают предположение о том, что ранее либо пространственная плотность радиоисточников в окрестностях нашей Галактики была выше, либо они были в среднем значительно мощнее, чем в современную эпоху. Вместе с этим оказалось, что видимая пространственная плотность радиоисточников на очень больших расстояниях (т. е. на ещё более ранних стадиях эволюции Вселенной) быстро падает. Это можно объяснить тем, что в ту эпоху не было источников радиоизлучения (а возможно, и галактик вообще). Однако падение пространственной плотности может быть результатом и сильного рассеяния радиоизлучения в метагалактическом газе.

Исследования в области Р. проводятся во многих астрономических обсерваториях и институтах (См. Астрономические обсерватории и институты); существуют специальные Радиоастрономические обсерватории. Координацией их деятельности в СССР занимается научный совет по проблеме "Радиоастрономия" АН СССР и Астрономический совет АН СССР. Деятельность радиоастрономических учреждений в международном масштабе курируется Международным астрономическим союзом (См. Международный астрономический союз).

Лит.: Шкловский И. С., Космическое радиоизлучение, М., 1956; Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Межзвёздная среда, М., 1963; Каплан С. А., Элементарная радиоастрономия, М., 1966; Краус Д. Д., Радиоастрономия, пер. с англ., М., 1973; Пахольчик А. Радиоастрофизика, пер. с англ., М., 1973.

Ю. Н. Парийский.