Reber popsal své pozorování ve třech článcích, z nichž dva vytiskly astronomické časopisy. Ale stejně jako Jansky ani Reber nenašel v učeném světě žádný ohlas. Až zvláštní příhoda z dob druhé světové války konečně probudila zájem profesionálních badatelů o tuto oblast. Jedno únorové ráno všechny radarové stanice, které střežily prostor před východním pobřežím Anglie před náletem německých letadel byly ohlušeny syčivým signálem. První domněnka byla. že Němci objevili vlnovou délku anglických radarů a ruší je. Ale zanedlouho anglický fyzik J. S. Hey zjistil, že rušivý signál přichází ze Slunce, které v té době právě vycházelo na jihovýchodě, tedy ve směru, kam byly namířeny anglické radary. Od té doby se začalo Slunce soustavně hlídat a to byl vlastně začátek vzniku rádiové astronomie. Pro úplnost poznamenejme, že rádiové záření Slunce v roce 1942 zaznamenal také Němec K. Franze a Američan G. C. Southworth.
RÁDIOVÝ DÁLEKOHLED
Rádiové záření přicházející z vesmíru a pronikající zemskou atmosférou se rozprostírá od dekametrových vln až po milimetrové vlny. j. od frekvence 15 M Hz až po 300 GHz. Tak jako se v klasické astronomii používají optické dalekohledy, používá rádiová astronomie rádiové dalekohledy. Jejich hlavním úkolem je:
- zachytit a zesílit příchozí slabý signál,
- určit směr, ze kterého signál přichází,
- zjistit velikost a tvar zdroje, který signál vysílá.
K zachycení slabých signálů slouží parabolické antény velkého průměru. Rádiové viny, které se odrazí od plochy antény, se soustředí v ohništi paraboly, kde se přijímají dipólovou nebo nálevkovou anténou. Ta je spojena s citlivým přijímačem. V reproduktoru signál vnímáme jako ostré syčení. Pro účely měření se provádí registrace signálu buď graficky nebo číselně, nebo se signál po určitou dobu shromažďuje - integruje a teprve potom se měří. Zatímco velké parabolické antény se používají především k zachycení slabých signálů, určení směru, ze kterého signál přichází, se uskutečňuje anténními systémy. Je to řada antén – obvykle parabolických – s určitým, někdy i měnitelným rozestupem. Na každou z těchto antén dopadá příchozí signál v jiné fázi, takže dohromady svedené signály mezi sebou interferují. t. j. v určitém směru se zesilují, v jiném se ruší. Postupnou změnu směru pořizuje rotace Země proti obloze. Z časového interferenčního záznamu lze určit dvě astronomické souřadnice, tedy polohu objektu na nebi. Protože rádiové viny jsou mnohem delší než světelné vlny, uplatňuje se u nich velmi zřetelně vlnová podstata: rozlišovací schopnost rádiového dalekohledu je malá, kolem jednoho stupně. j. 60krát horší než rozlišovací schopnost lidského oka. Vysoké rozlišovací schopnosti lze dosáhnout při použití interferenční řady antén. Se systémem označeným jako VLBI (interferometrie s velmi dlouhou základnou), kterou používají současně při pozorování v Austrálii, v Americe a v SSSR, lze dosáhnout rozlišitelnosti až na tisícinu obloukové sekundy. Rádiové viny při výzkumu kosmu se používají dvojím způsobem:
- vysílá-li se signál ze Země na blízké kosmické objekty a studuje se jeho ozvěna, mluvíme o astro-nomické radiolokaci, která však umožňuje určení i jiných vlastností než jen vzdáleností,
- přijímáme-li ale signál vzniklý přímo v kosmu, mluvíme o vlastní radioastronomii, kterou ještě dělíme na radioastronomii sluneční soustavy a na vesmírnou radioastronomii.
NA HRANICI VESMÍRU JSOU QUASARY
Již G. Reber v roce 1944 zjistil, že na rozdíl od 2árení z celé plochy Mléčné cesty, je v souhvězdí Labutě zvláštní zdroj signálu jakási rádiová hvězda. Existenci zdroje označeného jako Cygnus A potvrdili o dva roky pozorovatelé v Anglii a za další dva roky J. C. Bolton z Austrálie objevil dalších šest takových zdrojů. To podnítilo astronomy k systematickému průzkumu celé oblohy. Vznikly katalogy obsahující polohy rádiových zdrojů, ale co tyto zdroje jsou, to nikdo nevěděl. V roce 1960 hvězdáři v Jodrell Bank určili polohu zdroje 3C 48 v souhvězdí Trojúhelníku natolik přesně, že mohli zkusit jeho ztotožnění s nějakým optickým objektem na stejném místě. T. A. Mattheus na základě fotografií tohoto místa přisoudil rádiové záření objektu 16. velikosti (t. j. 10 tisíckrát slabší než lze vidět pouhým okem), který se sice podobal hvězdě, ale přece hvězdou nebyl. Tento objekt byl označen jako „quasi stellar object“ nebo quasar. Jeho spektrum bylo zcela odlišné od všech známých spekter. Totéž se opakovalo po třech letech s dalším quasarem 3C 273 ze souhvězdí Panny. V tomto případě nakonec ale M. Schmidt z Kalifornského technologického ústavu zjistil, že spektrum quasara je přesunuto z ultrafialové částí do viditelné oblasti, to lze vysvětlit Dopplerovým jevem. Znamená to ale, že quasary se od nás vzdalují mimořádně velkými rychlostmi – například quasar OQ 172 v souhvězdí Pastýře má rychlost 270 tisíc kilometrů za sekundu. Rychlé vzdalování, jak dnes víme, je zapříčiněno expanzí vesmíru a ukazuje, že quasary jsou nejvzdálenější objekty, jaké ještě vidíme (za nimi už žádné větší hmotné objekty neexistují).
Zdroj: Časopis: Elektrón
