Radioteleskoopit

1930-luvulla alkaneen radioastronomian ansiosta sähkömagneettisen spektrin havaittavissa oleva osa on laajentunut useilla kertaluvuilla. Radioalue ulottuu muutamasta megahertzistä (100 m) aina noin 300 GHz:iin (1 mm) saakka. Alimpien taajuuksien puolella havaintoja rajoittaa ionosfäärin läpinäkymättömyys; korkeimmilla taajuuksilla absorptiota aiheuttavat puolestaan alemman ilmakehän happi ja vesihöyry; ks. ilmakehän läpäisykyky. Rajat eivät kuitenkaan ole aivan ehdottomia, ja hyvissä olosuhteissa on mahdollista tehdä havaintoja myös alle millimetrin aallonpituuksilla tai pitkillä aallonpituuksilla ionosfäärin aukkojen lävitse alhaisen Auringon aktiivisuuden aikana.

Jo 1900-luvun alussa yritettiin havaita Auringon radiosäteilyä. Yritykset kuitenkin epäonnistuivat vastaanottimien alhaisen herkkyyden vuoksi. Kokeissa tutkittiin lisäksi pitkiä aallonpituuksia, jotka ionosfäärin vuoksi eivät pääse maanpinnalle saakka. Ensimmäiset havainnot taivaalta tulevasta radiosäteilystä tehtiin 1932, kun amerikkalainen insinööri Karl Jansky tutki ukkosen radioliikenteelle aiheuttamia häiriöitä 20.5 MHz:n taajuudella (14.6 m). Havainnoista löytyi tuntematon häiriölähde, jonka voimakkuuden vaihtelun jakso oli sama kuin Maan pyörähdysaika tähtien suhteen. Jansky onnistui paikallistamaan lähteen suunnaksi Linnunradan keskustan suunnan.

Radioastronomia alkoi varsinaisesti 1930-luvun lopulla, jolloin Grote Reber aloitti systemaattiset havainnot rakentamallaan 9.5 metrin paraboloidiantennilla. Sen jälkeen radioastronomia on kehittynyt nopeasti ja lisännyt merkittävästi tietoamme maailmankaikkeudesta.

Radioastronomia tutkii sekä jatkuvaa spektriä eli kontinuumia että spektriviivoja. Huomattava osa Linnunradan rakennetta koskevasta tiedosta on peräisin neutraalin vedyn 21 cm:n ja myöhemmin myös häkämolekyylin 2.6 mm:n viivan havainnoista. Radioastronomian avulla on tehty monia tärkeitä löytöjä: mm. pulsarit ja kvasaarit löydettiin radiohavaintojen perusteella. Fysiikan Nobelin palkinto on jo kolmesti annettu radioastronomiasta.

Radioteleskoopin antenni vastaanottaa radiosäteilyä, jonka vastaanotin eli radiometri muuttaa sähköiseksi signaaliksi. Signaali vahvistetaan, integroidaan jonkin aikavälin yli ja tallennetaan tietokoneeseen. Koska signaalit ovat hyvin heikkoja, käytetään vahvistimia, jotka on yleensä jäähdytetty vastaanottimen oman kohinan pienentämiseksi. Koska radioaallot ovat sähkömagneettista säteilyä kuten näkyvä valo, ne heijastuvat ja taittuvat samojen lakien mukaisesti kuin muukin sähkömagneettinen säteily. Radioastronomiassa käytetään kuitenkin yksinomaan heijastavia antenneja.

Pienillä taajuuksilla antennit ovat lähinnä dipoleja, joista tehdään kokonaisia dipolikenttiä paremman suuntaustarkkuuden aikaansaamiseksi.

Tavallisin radioastronomiassa käytetty antennityyppi on kuitenkin paraboloidiantenni. Pitkillä aallonpituuksilla heijastava pinta voi olla karkea metalliverkko, koska säteilyn fotonit eivät näe pinnan aukkoja. Millimetrialueen havainnoissa pinnan on oltava yhtenäinen. Pinnan epätarkkuudet eivät saa olla suurempia kuin noin 1/10 käytetystä aallonpituudesta.

Paraboloidiantennin toimintaperiaate on sama kuin optisen peiliteleskoopin. Suurin ero optisiin teleskooppeihin verrattuna on signaalin vastaanottamisessa. Radioteleskoopit eivät muodosta kuvaa (paitsi synteesiteleskoopit, joista kerrotaan myöhemmin), vaan polttopisteessä oleva syöttötorvi siirtää antennin vastaanottaman tehon vastaanottimeen. Tieto tulevan säteilyn vaiheesta ja aallonpituudesta kuitenkin säilyy.

Radioteleskoopin erotuskyky voidaan laskea samasta kaavasta kuin optisellakin alueella: erotuskyky on luokkaa aallonpituus jaettuna antennin läpimitalla. Koska radioaaltojen ja näkyvän valon aallonpituuksien suhde on noin 10000, vaaditaan kilometrien läpimittaisia radioantenneja, jotta saavutettaisiin samanlainen erotuskyky kuin optisella alueella. Alkuvaiheessa heikko erotuskyky olikin radioastronomian kehityksen pahin este. Esimerkiksi Janskyn teleskoopin erotuskyky oli noin 30°. Radiohavaintoja ei voitu verrata optisiin havaintoihin tai edes tunnistaa radiolähteiden optisia vastineita. Tilannetta voidaan huomattavasti parantaa käyttämällä useita eri teleskooppeja interferometrinä.

Suurin radioteleskooppi on Puerto Ricossa sijaitseva Arecibon teleskooppi. Sen pääpeili on kiinteä ja rakennettu 305 m:n läpimittaiseen luonnolliseen pyöreään laaksoon, jonka pohja on peitetty metalliverkolla. Lyhin havaittavissa olvea aallonpituus on 5 cm. Peili on muodoltaan pallomainen ja teleskoopin syöttöjärjestelmää voidaan siirrellä siten, että havaintoja on mahdollista tehdä noin 20° säteellä zeniitistä.

Maailman suurin täysin käänneltävä paraboloidiantenni on Effelsbergissä Bonnin lähellä Saksan liittotasavallassa ja sen läpimitta on 100 m. Vanhin ja ehkä tunnetuin suurista radioantenneista on Jodrell Bankissa Englannissa sijaitseva 76 metrin antenni, joka valmistui 50-luvun lopussa.

Suurimmat kaukoputket eivät yleensä pysty toimimaan alle 1 cm:n aallonpituuksilla. Millimetrialueelle sattuu kuitenkin mm. monien tähtienvälisten molekyylien lähettämä radiosäteily. Millimetrialueen teleskoopit ovat tyypillisesti noin 10 metrin läpimittaisia. Tunnetuin on Kitt Peakin 11 metrin antenni, jonka halkaisija vuonna 1982 laajennettiin 12 metriin. Suotuisissa olosuhteissa sillä voidaan tehdä havaintoja jopa alle 1 mm:n aallonpituuksiin asti. Tällä alalla kehitys on ollut nopeaa, ja toiminnassa on jo useita millimetri- ja submillimetrialueen teleskooppeja. Niitä ovat mm. 40-metrinen japanilainen Nobeyaman teleskooppi, 30-metrinen IRAM Pico Veletassa, Espanjassa, sekä 15-metrinen Ruotsin ja ESOn yhteinen submillimetriteleskooppi SEST La Sillassa, Chilessä. SESTillä havaintoja pystytään tekemään 0.6 mm:n aallonpituuksille saakka.