Радиоастрономия - 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.
 

     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.
     Часто радиоастрономическая техника оказывается более чувствительной и дальнодействующей, чем оптическая. 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 1931г, когда К.Янский из компании «Белл телефон» стал изучать помехи радиосвязи и обнаружил в декабре, что они приходят из центральной части Млечного Пути. Первый радиотелескоп построил в 1937г 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 1,85 м излучает весь Млечный Путь, но наиболее сильно – его центральная часть. В феврале 1942г Дж.Хей заметил, что в метровом диапазоне Солнце создает помехи радиолокаторам, когда на нем происходят вспышки; радиоизлучение Солнца в сантиметровом диапазоне в 1942–1943гг открыл Дж.Саутворт.
   Планомерное развитие радиоастрономии началось после Второй мировой войны. Открытие небесных источников радиоизлучения привело к тому, что в конце 40 — начале 50-х гг. при университетах и научных учреждениях стали создаваться радиоастрономические группы (Кембриджский (станция Кавендишской лаборатории) и Манчестерский (крупная обсерватория Джодрелл-Бэнк) университеты в Великобритании , Военно-морская исследовательская лаборатория в США, Физический институт им. П. Н. Лебедева АН СССР и Горьковский университет в СССР, Сиднейский (Радиофизическая лаборатория) университет в Австралии). Радиоастрономические отделы возникли в ряде астрономических обсерваторий, в том числе в СССР — на Бюраканской астрофизической обсерватории АН Армянской ССР, на Главной астрономической (Пулковской) обсерватории АН СССР, Крымской астрофизической обсерватории АН СССР. Нидерландские радиоастрономы стали изучать облака межзвездного водорода. В 70-х гг. существовало уже около 100 радиообсерваторий.
     В советский период к числу основных радиообсерваторий относились: Серпуховская радиообсерватория Физического института ЛН СССР (крестообразный радиотелескоп метрового диапазона размером 1 км, высокоточный параболоид диаметром 22 м и многоэлементная решётка метрового диапазона для исследования пульсаров), занимающаяся исследованием всех небесных объектов, от Солнца до внегалактических источников радиоизлучения; радиообсерватория Специальной астрофизической обсерватории АН СССР (600-м кольцеобразный радиотелескоп сантиметрового диапазона); Симеизская радиообсерватория Крымской астрофизической обсерватории АН СССР (точный полноповоротный 22-м параболоид для волн миллиметрового диапазона), в основном занимающаяся исследованием Солнца; радиообсерватория института радиофизики и электроники АН УССР (крупнейший радиотелескоп дециметрового диапазона), исследующая главным образом дискретные радиоисточники внегалактического происхождения, а также некоторые объекты в нашей Галактике (сверхновые звёзды, пульсары); радиообсерватория Пулковской обсерватории (130-м радиотелескоп специальной формы для волн сантиметрового диапазона), основным направлением исследований которой являются солнечная и галактическая радиоастрономия; радиообсерватория Радиофизического института в Горьком (точнейший 25-м телескоп для волн короткого миллиметрового диапазона), занимающаяся в основном планетной радиоастрономией.
    Крупнейшими радиообсерваториями США являются Национальные радиоастрономические обсерватории в Грин-Бэнк (шт. Зап.Виргиния) (трёхэлементный интерферометр с переменной базой до 2,4 км, состоящий из 25-м антенн, 42-м параболоид для диапазона волн до 2 см, 91-м параболоид для диапазона волн до 6 см; 11-м параболоид для волн до 0,3 см — на Китт-Пик) и Шарлотсвилле (шт. Виргиния), обсерватория Корнеллского университета в Аресибо (о. Пуэрто-Рико)  (300-м земляная сферическая чаша для работы на волнах до 10 см), ведающая в основном картографированием планет, галактической и внегалактической радиоастрономией, обсерватория Калифорнийского технологического института в Оуэнс-Вэлли (шт. Калифорния) - интерферометр из двух 27-м параболоидов и 40-м параболоида, 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).
  В Великобритании: радиообсерватория Джодрелл-Бэнк, близ Манчестера (76-м параболический радиотелескоп для волн до 20 см, два меньших параболоида, работающих в режиме интерферометра с 76-м параболоидом), занимающаяся галактическими и внегалактическими исследованиями; радиообсерватория. в Кембридже [интерферометры для построения радиоизображения размером 5 см (8 элементов) и 1,6 км (3 элемента) для внегалактических исследований на волнах дециметрового и сантиметрового диапазонов, антенная решётка метрового диапазона для исследования пульсаров и солнечного ветра].
  В Австралии: радиообсерватория в Парксе, Новый Юж. Уэльс (64-м параболоид для волн до нескольких см, который может работать вместе с 20-м подвижным параболоидом), в основном ведущая галактические и внегалактические исследования; радиообсерватория в Молонгло (крестообразный 1,6-км радиотелескоп для l = 75 см и 3 м.
  Во Франции: радиообсерватория в Нансе (большой радиотелескоп 200 м ´ 40 м для волн дециметрового диапазона, а также нескольких солнечных радиотелескопов); основное направление исследований — изучение строения и динамики галактик.
  В Нидерландах: радиообсерватория в Вестерборке (многоэлементный радиотелескоп размером 1 км, действующий на волнах 21 см и 6 см и состоящий из двенадцати 20-м параболоидов), ведущая в основном внегалактические исследования.
 

  В ФРГ: радиообсерватория в Бохуме (крупнейший параболоид диаметром 100 м для волн до 2 см, универсальный радиотелескоп для галактических и внегалактических исследований).
  В Индии: радиообсерватория в Утакамунде, Северная Индия (цилиндрический радиотелескоп длиной 500 м для волн метрового диапазона для наблюдения затмений радиоисточников Луной).
    К 1975 лучшие по точности полноповоротные параболоиды установлены на радиоастрономических обсерваториях в Эффельсберге, ФРГ (D = 100 м, длины волн до l = 2 см); Пущине и Симеизе, СССР (D = 22 м, l = 0,8 см); Китт-Пик, США (D = 11 м, l= 0,3 см). Радиотелескопы с неподвижной сферической чашей сооружен в кратере вулкана в Аресибо, Пуэрто-Рико (D = 300 м, l= 10 см). Этот Радиотелескоп обладает очень большой собирающей поверхностью и используется как локатор для картографирования планет. Крестообразные и кольцевые Радиотелескоп функционируют в Молонгло, Австралия (крест из 2 сетчатых параболических цилиндров 1600´13 м, l = 75 см и 3 м); Харькове, СССР (Т-образная антенна 1800´900 м, состоит из 2040 широкополостных вибраторов, l= 10—30 м); Пущине, СССР (крест из 2 цилиндров 1000´1000 м, l = 2—10 м); Калгурре, Австралия (96 параболоидов диаметром 13 м, расположенных по кольцу D = 3 км, l= 3,7 м); РАТАН-600 в СССР (рефлекторный радиотелескоп с отражающей поверхностью в виде кольца D = 600 м и шириной 7,5 м, диапазон волн 0,8—30 см). Крупнейшие Р. апертурного синтеза — в Кембридже, Великобритания (l= 5 см), и Вестерборке, Нидерланды (l = 6 см), имеют разрешающую способность около 3’’.
    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. Некоторые другие радиотелескопы используют как радары, посылая мощный сигнал и принимая отраженный от объекта импульс. Это позволяет точно определять расстояние до планет и астероидов, измерять их скорость и даже строить карту поверхности. Именно так были получены карты поверхности Венеры, которая не видна в оптике сквозь ее плотную атмосферу.
    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 11ў. Это заметно хуже, чем у человеческого глаза (около 1ў) и намного хуже, чем у крупных оптических телескопов (менее 1ўў). 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.
    Антенны для длинноволнового излучения монтируют из большого числа простых металлических диполей, размещаемых на площади в несколько квадратных километров и соединяемых между собой так, что принятые ими сигналы усиливают друг друга только в том случае, если приходят с определенного направления. Чем больше размер антенны, тем более узкую область на небе она осматривает, давая при этом более четкую картину объекта. Примером такого инструмента может служить УТР-2 (Украинский Т-образный радиотелескоп) харьковского Института радиофизики и электроники АН Украины. Длина двух его плеч 1860 и 900 м; он является самым совершенным в мире инструментом для исследования декаметрового излучения в диапазоне 12–30 м.
     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 1952г близ Сиднея (Австралия), имел плечи по 457 м, второй, законченный в 1957г, – 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 0,001ўў

     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.
     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».
     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.
     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.
      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.