Reber opísal svoje pozorovanie v troch článkoch, z ktorých dva vytlačili astronomické časopisy. Ale rovnako ako Jansky ani Reber nenašiel v učenom svete nijaký ohlas. Až zvláštna príhoda z čias druhej svetovej vojny konečne prebudila záujem profesionálnych bádateľov o túto oblasť. Jedno februárové ráno všetky radarové stanice, ktoré strážili priestor pred východným pobrežím Anglicka pred náletom nemeckých lietadiel boli ohlušené syčivým signálom. Prvá domnienka bola. že Nemci objavili vlnovú dĺžku anglických radarov a rušia ich. Ale onedlho anglický fyzik J. S. Hey zistil, že rušivý signál prichádza zo Slnka, ktoré v tom čase práve vychádzalo na juhovýchode, teda v smere, kam boli namierené anglické radary. Od tej doby sa začalo Slnko sústavne strážiť a to bol vlastne začiatok vzniku rádiovej astronómie. Pre úplnosť poznamenajme, že rádiové žiarenie Slnka v roku 1942 zaznamenal tiež Nemec K. Franze a Američan G. C. Southworth.
RÁDIOVÝ ĎALEKOHĽAD
Rádiové žiarenie prichádzajúce z vesmíru a prenikajúce zemskou atmosférou sa rozprestiera od dekametrových vĺn až po milimetrové vlny, t. j. od frekvencie 15 M Hz až po 300 GHz. Tak ako sa v klasickej astronómii používajú optické ďalekohľady, používa rádiová astronómia rádiové ďalekohľady. Ich hlavnou úlohou je:
- zachytiť a zosilniť prichádzajúci slabý signál,
- určiť smer, z ktorého signál prichádza,
- zistiť veľkosť a tvar zdroja, ktorý signál vysiela.
Na zachytenie slabých signálov slúžia parabolické antény veľkého priemeru. Rádiové viny, ktoré sa odrazia od plochy antény, sústredia sa v ohnisku paraboly, kde sa prijímajú dipólovou alebo lievikovou anténou. Tá je spojená s citlivým prijímačom. V reproduktore signál vnímame ako ostré syčanie. Pre účely merania sa robí registrácia signálu bud graficky, alebo číselne, alebo sa signál po určitý čas zhromažďuje - integruje a až potom sa meria. Zatiaľ čo veľké parabolické antény sa používajú predovšetkým na zachytenie slabých signálov, určenie smeru, z ktorého signál prichádza, sa uskutočňuje anténnymi systémami. Je to rad antén - obvykle parabolických — s určitým, niekedy i meniteľným rozostupom. Na každú z týchto antén dopadá prichádzajúci signál v inej fáze, takže dokopy zvedené signály medzi sebou interferujú. t. j. v určitom smere sa zosilňujú, v inom sa rušia. Postupnú zmenu smeru zaobstaráva rotácia Zeme proti oblohe. Z časového interferenčného záznamu možno určiť dve astronomické súradnice, teda polohu objektu na nebi. Pretože rádiové viny sú oveľa dlhšie ako svetelné vlny, uplatňuje sa u nich veľmi zreteľne vlnová podstata: rozlišovacia schopnosť rádiového ďalekohľadu je malá, okolo jedného stupňa, t. j. 60-krát horšia ako rozlišovacia schopnosť ľudského oka. Vysokú rozlišovaciu schopnosť možno dosiahnuť pri použití interferenčného radu antén. So systémom označeným ako VLBI (interferometria s veľmi dlhou základňou), ktorú používajú súčasne pri pozorovaní v Austrálii, v Amerike a v ZSSR, možno dosiahnuť rozlíšiteľnosť až na tisícinu oblúkovej sekundy. Rádiové viny pri výskume kozmu sa používajú dvojakým spôsobom:
- ak sa vysiela signál zo Zeme na blízke kozmické objekty a študuje sa jeho ozvena, hovoríme o astro-nomickej rádiolokácii, ktorá však umožňuje určenie i iných vlastnosti ako len vzdialeností,
- ak ale prijímame signál vzniknutý priamo v kozme, hovoríme o vlastnej rádioastronómii, ktorú ešte delíme na rádioastronómiu slnečnej sústavy a na vesmírnu rádioastronómiu.
NA HRANICI VESMÍRU SÚ QUASARY
Už G. Reber v roku 1944 zistil, že na rozdiel od 2iareni z celej plochy Mliečnej cesty, je v súhvezdí Labute zvláštny zdroj signálu akási rádiová hviezda. Existenciu zdroja označeného ako Cygnus A potvrdili o dva roky pozorovatelia v Anglicku a o ďalšie dva roky J. C. Bolton z Austrálie objavil ďalších šesť takýchto zdrojov. To podnietilo astronómov k systematickému prieskumu celej oblohy. Vznikli katalógy obsahujúce polohy rádiových zdrojov, ale čo tieto zdroje sú, to nikto nevedel. V roku 1960 hvezdári v Jodrell Bank určili polohu zdroja 3C 48 v súhvezdí Trojuholníka natoľko presne, že mohli skúsiť jeho stotožnenie s nejakým optickým objektom na tom istom mieste. T. A. Mattheus na základe fotografií tohto miesta prisúdil rádiové žiarenie objektu 16. veľkosti (t. j. 10-tisickrát slabšej ako možno vidieť voľným okom), ktorý sa síce podobal hviezde, ale predsa hviezdou nebol. Tento objekt bol označený ako „quasi stellar object" alebo quasar. Jeho spektrum bolo úplne odlišné od všetkých známych spektier. To isté sa opakovalo po troch rokoch s ďalším quasarom 3C 273 zo súhvezdia Panny. V tomto prípade nakoniec ale M. Schmidt z Kalifornského technologického ústavu zistil, že spektrum quasara je presunuté z ultrafialovej častí do viditeľnej oblasti, to sa dá vysvetliť Dopplerovým javom. Znamená to ale, že quasary sa od nás vzďaľujú mimoriadne veľkými rýchlosťami — napríklad quasar OQ 172 v súhvezdí Pastiera má rýchlosť 270-tisic kilometrov za sekundu. Rýchle vzďaľovanie, ako dnes vieme, je zapríčinené expanziou vesmíru a ukazuje, že quasary sú najvzdialenejšie objekty, aké ešte vidíme (za nimi už žiadne väčšie hmotné objekty neexistujú).
Zdroj: Časopis: Elektrón
