Радиоастрономия — раздел астрофизики, изучающий небесные объекты по их излучению в радиодиапазоне электромагнитного спектра (длины волн от миллиметров до десятков метров). В отличие от оптического диапазона, радиоизлучение способно проникать сквозь межзвёздную пыль и наблюдаться как днём, так и ночью, что делает радиоастрономию уникально мощным инструментом для исследования Вселенной.
Источниками радиоволн во Вселенной являются как термические (тепловые) процессы, так и нетепловые, включая синхротронное, тормозное и гиросинхротронное излучение, а также молекулярные и атомные линии. Радиоастрономические наблюдения позволяют исследовать холодные и пылевые области, недоступные в оптическом диапазоне, а также получать информацию о магнитных полях, плотностях, температурах и движении газа.
Тепловое излучение возникает вследствие теплового движения заряженных частиц. В радиоастрономии это излучение характерно для ионизованных областей (H II-регионов), планет, звёздных атмосфер, а также пылевых оболочек. Спектр теплового излучения близок к закону Планка, но в радиодиапазоне часто наблюдается в виде падающего спектра с интенсивностью, пропорциональной ν² при низких частотах (в пределах закона Рэлея–Джинса).
Оно возникает при движении релятивистских электронов в магнитном поле. Это основной тип нетеплового радиоизлучения. Синхротронное излучение наблюдается от радиогалактик, пульсаров, остатков сверхновых и активных ядер галактик. Характеризуется поляризацией и спектральным индексом, типично отрицательным (S ∝ ν^–α, α ~ 0.7–1.0).
Особое место в радиоастрономии занимают спектральные линии, наиболее известной из которых является линия водорода с длиной волны 21 см (1420.4 МГц), возникающая при спин-флип переходе между состояниями атома водорода. Эта линия позволяет исследовать структуру и кинематику межзвёздного газа, в том числе в других галактиках.
Также важны молекулярные линии (например, CO, OH, H₂O, NH₃), наблюдаемые в миллиметровом и сантиметровом диапазонах. Они позволяют изучать молекулярные облака, зоны звездообразования, протозвёзды и масеры.
Радиотелескоп состоит из антенны (обычно параболического отражателя), приёмника, усилителей и систем обработки сигнала. Диаметр антенны определяет угловое разрешение и чувствительность телескопа. Примеры: 100-метровый телескоп в Эффельсберге, 305-метровый (до 2020 г.) в Аресибо.
Для низких частот применяются фазированные антенные решётки, такие как LOFAR, состоящие из множества диполей, охватывающих широкое поле зрения.
Угловое разрешение одиночного радиотелескопа ограничено длиной волны и диаметром антенны: θ ≈ λ / D. Для повышения разрешения используются радиоинтерферометры — системы из нескольких радиотелескопов, объединённых в единую сеть. Пример — VLA (Very Large Array) в США, ALMA в Чили, российский РТ-32 и глобальные сети VLBI (Very Long Baseline Interferometry).
Метод интерферометрии основан на регистрации интерференционной картины от сигнала, приходящего на разные антенны с различием по фазе. Интерферометрическое разрешение определяется расстоянием между телескопами (базой B): θ ≈ λ / B, что позволяет достигать милли- и микросекундных углов.
С помощью линии 21 см удалось построить подробную карту распределения нейтрального водорода в диске Млечного Пути, включая спиральную структуру, вращение Галактики и кривые вращения.
Радиоастрономия впервые выявила мощные внегалактические источники — радиогалактики и квазары, обладающие огромной светимостью, часто с двойными радиолопастями. Их излучение обусловлено релятивистскими джетами от аккрецирующих сверхмассивных чёрных дыр.
Открытие пульсаров — нейтронных звёзд с регулярным радиоимпульсным излучением — стало одним из крупнейших достижений. Измерения времён прихода импульсов позволяют тестировать ОТО, измерять массы, исследовать межзвёздную среду.
Открытие в 1965 году космического микроволнового фонового излучения (КМФИ) на частоте около 160 ГГц стало подтверждением теории Большого взрыва. Позднейшие миссии COBE, WMAP и Planck с высокой точностью измерили спектр и анизотропии КМФИ, предоставив ключевые параметры космологической модели ΛCDM.
Наблюдение астрофизических масеров — мощного когерентного радиоизлучения от молекул (OH, H₂O, SiO и др.) — позволяет исследовать плотности, температуры и динамику в звездообразующих регионах и оболочках звёзд.
Важным ограничением радиоастрономических наблюдений является поглощение радиоволн атмосферой, особенно в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах. Влажность воздуха (водяной пар) сильно влияет на прозрачность. Поэтому обсерватории располагаются в сухих высокогорных районах (например, ALMA на высоте 5000 м в пустыне Атакама).
Для полного охвата спектра применяются космические обсерватории, такие как WMAP и Planck для КМФИ, Herschel для инфракрасно-субмм диапазона, а также будущие миссии, планируемые для миллиметровой интерферометрии из космоса.
Один из крупнейших проектов современной радиоастрономии. Планируется построить интерферометр с суммарной эффективной площадью в 1 км², охватывающий диапазон от десятков МГц до нескольких ГГц. SKA позволит исследовать раннюю Вселенную, эпоху реионизации, гравитационные волны, тёмную материю и т.д.
Китайский телескоп с диаметром 500 м — крупнейшая одиночная антенна в мире. Обеспечивает высокую чувствительность, особенно для поиска новых пульсаров, галактического водорода и сигналов SETI.
LOFAR — крупная интерферометрическая решётка для частот 10–240 МГц, позволяет исследовать Вселенную в ранее недоступном низкочастотном диапазоне. Планируются расширения и создание аналогов на Луне, где отсутствуют земные радиопомехи.
Радиоастрономические данные требуют сложной обработки, включая корреляцию сигналов, очистку от радиопомех (RFI), реконструкцию изображений методами CLEAN, MEM и их современными модификациями. Используются большие вычислительные ресурсы, методы машинного обучения, автокодировщики и сверточные нейросети.
Интерферометрические изображения формируются из двумерного преобразования Фурье «покрытия UV-плоскости» — распределения баз между антеннами. Чем более равномерным и плотным является покрытие, тем выше точность реконструкции радиоизображения.
Радиоастрономия является неотъемлемой частью многоволнового подхода к исследованию астрофизических объектов. Только объединяя данные в радио-, инфракрасном, оптическом, ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах, можно получить полное понимание физических процессов, происходящих во Вселенной.
Радиоастрономия также активно взаимодействует с другими методами современной астрономии — гравитационно-волновыми наблюдениями, нейтринной астрономией, астрометрией и космологией, формируя комплексную картину динамично развивающейся науки о Вселенной.