7.4.02 Ilkka Yrjölä

Radioastronomia on harrastuksena on jossakin määrin teknispainotteinen, eli vaatii laitteita, sillä ihmisen aistit eivät valitettavasti toimi radioaalloilla, eli niitä ei siis voi suoraan nähdä, kuulla, haistaa, tai tuntea. Radiosta tulee helposti mieleen kuunteleminen. Vastoin maallikkojen keskuudessa vallitsevaa yleistä käsitystä, radioastronomit eivät kuitenkaan suoranaisesti kuuntele mitään, sillä kohinaa on turha kuunnella - radioastronomisten kohteiden "lähetyksissä" ei ole tietoa siirtävää koodausta, tai modulaatiota (tai sellaista ei ole ainakaan vielä havaittu). Maassamme on kaksi radiotutkimusasemaa: Metsähovi ja Sodankylä, jossa joukko tiedemiehiä tutkii mm. Aurinkoa, galaksien ytimiä, geofysiikkaa ja aeronomiaa, mutta radioastronomian harrastajia Suomessa on hyvin vähän, Ursan parissakin vain muutama. Artjärven Viestikalliolle on mm. suunniteltu kasattavaksi Metsähovin entinen 13-metrinen paraboliantenni. Suomenkielistä materiaalia radioastronomiasta on Internetissä vain lähinnä radioastronomian opiskelijoille. Siksi lähes kaikki linkit johtavat englanninkielisille sivuille.

Miten radioastronomia sai alkunsa?

Vastaus on: tavallaan vahingossa, mutta ennen kuin tieteen ala nimeltä radioastronomia voi syntyä, piti tutkia magnetismia ja saada sähköilmiöiden salat selville ja yhdistää ne sähkömagnetismiksi. Meripihkaan kertyvä hankaussähkö tunnettiin jo 500 eKr. ja magnetismi kompassin muodossa 1200-luvulta asti. Luigi Galvani havaitsi sähkövirran vaikutuksia sammakon reisiin vuonna 1780 ja seuraavat sata vuotta tiedemiehet tekivät kokeita sähköllä ja magneeteilla ja kehittivät kokeiden tuloksien perusteella yhtälöitä, joilla ilmiöitä voitiin mallintaa. Vuonna 1864 J. C. Maxwell koosti kertyneen tiedon sähkön ja magnetismin yhdistävään muutaman yhtälön kokoelmaan, jotka mm. ennustivat valonnopeudella kiitävien elektromagneettisten aaltojen olemassaolon. Ne Heinrich Hertz demonstroi kokeellisesti v.1887. Pian sen jälkeen Guglielmo Marconin keksinnöt (mm. kipinälennätin, 1896) mahdollistivat radioaaltojen hyöty- ja huvikäytön. Jo kauan tunnetun valon spektrin lisäksi tuli sähkömagneettisen säteilyn kirjon pidempiaaltoiseen päähän radiospektri.

Ensimmäinen radioastronominen havainto julkaistiin vasta 37 vuotta kipinälennättimen patentinhaun jälkeen. Paljon myöhemmin, 1900-luvun jälkipuoliskolla optisen ja radioastronomian välisen kuilun täytti infrapuna-astronomia ja valoaaltoja lyhyemmälle puolelle spektriä kehittyi ultravioletti-, röntgen- ja gammasädeastronomia. Yhteistä näille kaikille on, että havaintoja rajoittaa, tai estää ilmakehän aiheuttama vaimennus. Radioastronomiassa ei havaita yksittäisiä säteilykvantteja, joka on mahdollista lyhtyaaltoista infrapunasäteilyä lyhyemmillä aallonpituuksilla, vaan tarkastellaan sähkömagneettisen säteilyn aaltoliikkeen ominaisuuksia. Tehdyillä havainnoilla vahvistetaan tutkijoiden teorioita, tai joskus teoria syntyy uuden havaitun ilmiön pohjalta. 

Radioastronomiakin on tavallaan yksi radioamatööritoiminnan jälkeläisistä, alussa lähinnä radiotekniikan kehitys- ja tutkimustyön sivuhaara. Ehkä juuri sen vuoksi radiokommunikaation ja radioastronomian kehitys ovat kulkeneet käsikädessä, joskaan ei viimeaikoina aina täysin sopuisasti - on olemassa vain yksi luonteeltaan uusiutuva, mutta rajallinen luonnonvara, radiospektri, eli "taajuuskakku", josta voidaan jakaa viipaleita ja nälkäisiä syöjiä on viimeaikoina riittänyt..

Radioastronomian esihistoria

Jo vuonna 1890 Thomas Alva Edison järkeili Auringon säteilevän myös radioaaltoja valon lisäksi ja ajatteli kokeilla radioaaltojen sieppaamiseen magnetiittimalmikenttää, jonka ympäri kiertävä puhelinlinja muodostaisi kelan. Kokeilua ei luultavasti tehty ja se olisi ilmaissut lähinnä maan magnettikentän  matalataajuisia vaihteluita. 

Muutaman muun radiotekniikan pioneerin lisäksi Sir Oliver Lodge teki epäonnistuneen yrityksen vuoden 1898 tienoilla vastaanottaa Auringon säteilemiä radioaaltoja antennin, resonanssipiiri-kohereeri-ilmaisimen ja galvanometrin avulla. Ilman signaalia vahvistavaa laitetta kokeilut jäivät tuloksettomiksi. Sähkönjohtokyvyn äkilliseen kasvuilmiöön napojen välisen jännitteen kasvaessa perustuvat kohereeri-ilmaisin-vastaanottimet (metallijauhoa kahden elektrodin välissä alipaineisessa lasiputkessa), kuten muidenkin käyttämät alkeelliset koelaitteet olivat aivan liian epäherkkiä. DeForest keksi U.S.A.:ssa kolmielektrodisen (katodi-hila-anodi) radioputken v. 1906 ja sen parannetun version, vahvistavan triodin vasta v. 1912, josta radiotekniikan kehitys sai lisävauhtia. 

O. Heavisiden ja A. Kennellyn 1902 esittämä teoria ionosfäärin olemassaolosta radioaaltoja heijastavana kehänä maapallon ympärillä selitti miksi Marconin 1901 lähettämät radioaallot ylittivät Atlantin, mutta teoria ionosfääristä, yhdessä Max Planckin mustan kappaleen säteilyn intensiteettijakaumaa kuvaavan teorian kanssa ehkä veivät pitkäksi aikaa puhdin Auringon radiosäteilyn havaintoyrityksistä.

Wilsing, J., Scheiner, J., "On an attempt to detect electrodynamic solar radiation and on the change in contact resistance when illuminating two conductors by electric radiation " (1896) Ann. Physik und Chemie 59: 782-792  Lodge, 0.J., " Signalling through space without wires " (1900) The Electrician, 3d ed: 33 Deslandres, H., Decombe, L., " On the search for Hertzian radiation emanating from the sun " (1902) Comp. Rendus Acad. Sci. (Paris) 134: 527-530 Nordmann, C., " A search for Hertzian waves emanating from the sun " (1902) Comp. Rendus Acad. Sci. (Paris) 134: 273-275 Coats, D., " Stellagraphs: Star Pictures by Radio" Journal of R.A.S.C.  Vol. 24, 59, Feb.1930

Karl Jansky

1900-luvun alussa radioliikenne käytti suuria sadan kilowatin luokkaa olevia lähetystehoja ja hyvin pitkiä radioaaltoja, eli matalia, ns. LF-taajuuksia (n. 50 kHz), koska niitä pidettiin parhaina kaukoyhteyksiin ja tuollaisia suuritehoisia matalataajuisia aaltoja oli silloisella tekniikalla helpompi aikaansaada, mutta kapeahkolle taajuuskaistalle ei montaakan lähetystä mahtunut. Kun 1920-luvun puolivälissä mm. radioamatööri-kokeiluissa huomattiin n. 15...20 m aalloilla (HF-alueella) saatavan häiriöttömämpiä mannertenvälisiä yhteyksiä pienillä, jopa wattiluokan tehoilla, alkoi myös kaupallinen liikennekin hyödyntää "kelvotonta" lyhytaaltoaluetta mm. mannertenvälisten puhelinyhteyksien aikaansaamiseksi. Muuta keinoa ei ollut, sillä ensimmäinen Atlantin alittava puhelinkaapeli laskettiin vasta 1956, joten radiopuhelinyhteydet olivat ainoa vaihtoehto. Teleoperaattori Bell avaisi kaupallisen radiopuheluliikenteen lyhytaalloilla New York - Lontoo-välillä 1928, mutta puhelujen laatua heikensivät ajoittain mm. päiväntasaajaseudun ukkosmyrskyalueiden salamoinnista syntyneet staattiset radiohäiriöt (kartta). Kuitenkin niitäkin suurempia ongelmia olivat mm. avaruussään vaikutus radiokeleihin ja yleensäkin radioaaltojen etenemistuntemuksen, tehokkaiden suunta-antenneiden ja lähetinputkien puute. 

Työskennellessään Bellin Puhelinlaboratoriossa Karl Jansky kartoitti kohinalähteiden ominaisuuksia (Jansky, K.G.,  " Directional studies of atmospherics at high frequencies " Proc. IRE 20, 1932)  ja havaitsi kaukaisten, sekä paikallisten ukkosten aiheuttamien häiriöiden seasta antenninsuuntia, joissa juuri ja juuri erotti heikon, tasaisen suhinan ja jotka siirtyivät taivaalla liki samaa vauhtia Auringon mukana. Esityksessään U.R.S.I.:n (Union of Radio Scientists) kokouksessa Washington D.C.:ssä huhtikuussa 1932 Jansky luokitteli häiriösignaalit kolmeen luokkaan: paikalliset ukkoshäiriöt, kaukaiset ukkoshäiriöt ja tasainen kohina, jonka syy oli tuntematon, mutta Jansky arveli jonkin aikaa sen liittyvän jollain tavalla Aurinkoon.

Tarkempia tutkimustuloksia Jansky pääsi esittelemään U.R.S.I.:n kokoukselle 1933 otsikolla: " Oletettavasti tähtienvälisestä avaruudesta lähtöisin olevat sähköiset ilmiöt." Kohinalähteen päivittäisestä esiintymisvälistä (23h 56') Jansky päätteli säteilyn olevan kotoisin maapallon ulkopuolelta ja lisähavaintojen perusteella säteilyn tulevan linnunradan tasosta ja olevan voimakkainta linnunradan keskustan suunnasta. Lähteen koordinaateiksi Jansky ilmoitti 18h / -10°. Säteilyn todellisesta syntymekanismista Jansky ei pääsyt perille, koska synkrotronisäteily keksittiin vasta seuraavalla vuosikymmenellä. 

Voi olla hieman yksinkertaistettua väittää, että radioastronomia keksittiin vahingossa, tosin mitään kunnollista teoriaa aurinkokunnan ulkopuolisten radioemissioiden olemassaolosta ei ollut olemassa, ne vain löydettiin valppaan tutkijan "muuhun" alaan (radioaaltojen etenemiseen) liittyvän hyvin suoritetun havaintotyön tuloksena. Onnekas sattuma olikin oikeastaan se, että 1930-luvun alkuvuodet olivat auringonpilkkuminimin aikaa ja ionosfääri läpäisi kohtuullisen hyvin avaruudesta saapuvat 14.6-metriset radioaallot. 

Janskyn karuselli Karl Jansky oli yliopistossa opetustyötä tekevän sähköinsinöörin poika ja hänen veljensä oli radiotekniikan professori. Karl suoritti fysiikan BSc ja MSc oppiarvot 1927 ja 1936. Tutkimusinsinöörin vakanssi Bellin puhelinlaboratorioon Harald Friisin alaiseksi järjestyi Karlin veljen myötävaikutuksella. Ensityökseen Karl sai selvittää em. lyhytaaltopuhelinliikenteeseen liittyviä ongelmia. Jo 1928, juuri ennen Janskyn palkkaamista Bellin Laboratoriossa tiedettiin, että staattisia häiriöitä (esim. kohinaa) tuli taivaalta eri suunnilta ja mm. Edmund Bruce ja Lowery arvelivat sitä tulevan ainakin Auringosta. Auringon radiosäteilyähän oli yritetty vastaanottaa jo yli 30 vuotta sitten, mutta antennispesialisti Bruce epäili kohinaa tulevan muiltakin taivaan alueilta.  Laboratorion muutto Cliffordista viivästi lyhytaaltoalueen havaintolaitteiston valmistumista, mutta pitkäaaltoalueen ukkoshäiriöitä Jansky oli ehtinyt tutkia 45 kHz:llä jo ennen muuttoa ja niitä tultiin jatkamaan muuton jälkeen lyhytaaltohavaintojen rinnalla. Reilun vuoden kestäneiden valmistelujen jälkeen  20.5 MHz:n havaintoja aloiteltiin Holmdelissa, New Jerseyssä elokuussa 1931 ja kunnollisia tuloksia syntyi vuoden 1932 aikana.  Tutkimustyöhön tarvittavan antennin olivat Bruce ja Friis suunnitelleet jo 1920-luvulla ja laboratorion kalustosta löytyi valmis vastaanotin. Se oli lyhytaaltoalueen kentänvoimakkuusmittari,  superheterodyneputkivastaanotin 300 kHz välitaajuudella ja 26 kHz kaistanleveydellä (Friis H. T., Bruce E., "A radio field strength measuring system for frequencies up to forty megacycles", Proc. IRE, Aug. 1926).  Janskyn lyhytaalloilla käyttämä pystypolaroitu Broadside- (verho)antenni oli eräs Bruce arrayn versio. Antennirakennelma oli 30 m pitkä lankuista kasattu teline, joka pyöreällä tiilireunuksella Ford T-mallin pyörien kannattelemana kääntyi sähkömoottorin voimalla kierroksen 20 minuutissa. Sähköisesti antennissa oli kahdeksan vierekkäistä vaiheistettua neljännesaaltoelementtiä ja niiden takana toinen pidempielementtinen rivi toimi heijastajana. Vahvistusta antennilla saattoi olla n. 8...10 desibeliä yli dipolin n. 25 asteen korotuskulmaan. Vastaanottimen AGC-jännitteestä mitattu kohinataso tallentui paperipiirturin nauhalle. Ensimmäiset mittaushavainnot Jansky teki taajuudella 20.5 MHz, ja myöhemmin myös 18 MHz:llä. Sarjan viimeiset, auringon kasvavan aktiivisuuden haittaamat kosmisen radiosäteilyn spektrimittaukset Jansky teki myöhemmin samantyyppisellä antennilla 9.3, 18 ja 20.5 MHz  taajuuksilla  ("Minimum noise levels obtained on short-wave radio receiving system", Proc. IRE 25, 1937), (Friis, H.T., Feldman, C.B., "A multiple unit steerable antenna for short-wave reception", Proc. IRE 25, 1937).

Janskyn radioastronomia-artikkelit: 1932- "Directional studies of atmospherics at high frequencies", Proc. IRE, 20 1933- "Electrical disturbances apparently of extraterrestrial origin", Proc. IRE, 21 1933- "Radio waves from outside the solar system", Nature, 132 1933- "New radio waves traced to centre of the Milky way"  N.Y. Times 82: 1, 5 May 1933 1933- "Electrical phenomena that apparently are of interstellar origin", Popular Astronomy, 41, Dec.1933 1935- "A note on the source of interstellar interference", Proc. IRE, 23 1937- "Minimum noise levels obtained on short-wave radio receiving systems" Proc. IRE 25

Bellin Laboratorio ei myöntänyt rahoitusta uuteen 30-metriseen peiliantenniin, koska alkuperäisen tutkimuksen päämäärä oli jo saavutettu. Janskylle annettiin seuraavaksi tehtäväksi tutkia moottoriveneen polttomoottorin sytytyslaitteiden radiolaitteille aiheuttamia sytytyskipinähäiriöitä. 

Havaintojensa tuloksia ja spekulaatioita säteilyn alkuperästä Jansky oli julkaissut lähinnä Radioinsinööri-instituutin lehdissä vuosina 1933-1937 (Proceedings of the Institute of Radio Engineers), joita luki myös eräs nuori Illinoisissa asuva radioalan insinööri, radioamatööri ja UHF-vastaanotintekniikan virtuoosi. 

Grote Reber

Koska radioaalloilla ja tähtitieteellä ei silloisen käsityksen mukaan ollut mitään tekemistä toistensa kanssa, kukaan ei ensin erityisemmin kiinnostunut Janskyn havainnosta lukuun ottamatta Grote Reberiä (W9GFZ), jota eivät puuhastelut tavanomaisten lyhytaaltoyhteyksien kanssa kiinnostaneet. Reber oli lukenut Janskyn havainnoista I.R.E.:n. julkaisuista ja aihe tuntuikin hyvin mielenkiintoiselta. Oikeastaan oli eräs toinenkin kiinnostunut, Sir Wattson-Watt, britti, jolla oli ilmavalvontatutkaprojekti työn alla 1935, mutta hän ei maanpuolustuksellisten kiireiden takia ehtinyt paneutua asiaan sen enemmälti, vaan oli lähinnä kiinnostunut siitä haittaisiko tuo galaktinen kohina tutkalaitteiden toimintaa.

Reberin DIY-radioteleskooppi - vasara ja nauloja, koko rahalla Reberin radioamatööriharrastus oli suuntautunut lähinnä VHF/UHF-kokeiluihin ja senaikaisella mittapuulla mitaten hyvin korkeilla taajuuksilla toimivien radiolaitteiden rakenteluun. Hän oli silloin myös töissä eräällä radiolaitteiden valmistajalla. Reber etsi 1935 rahoittajaa, tai asiasta kiinnostunutta tutkimuslaitosta kumppanikseen kehittelemälleen radioteleskooppiprojektille, mutta ilman tulosta. Reber päätti tehdä teleskoopin ja vastaanotinlaitteet itse ja jo 1937 kesällä halkaisijaltaan 9.5 metrinen, vain korkeussuunnassa kääntyvä puukehikon varaan kasattu peiliantenni oli pystyssä hänen kotinsa takapihalla. Antennin koko määräytyi saatavilla olevien standardimittaisten lankkujen pituuden mukaan, joita käytettiin peilin tukirakenteina. Heijastava pinta oli sentään galvanoitua peltiä, joka napsui ja paukahteli auringonpaisteessa. Epäluuloiset naapurit epäilivät taivaalle suunnatun hirvityksen säätelevän sateen määrää. Tämä teleskooppi oli silloin maailmassa ainutlaatuinen radioastronomian tutkimuslaite. Peilin syöttöpisteessä tukivarsien päässä oli syöttötorvi ja vastaanotin. Oikeastaan "vastaanotin" oli pelkkä 5-asteinen RF-putkivahvistin, jonka kaistanleveys 160 MHz:llä oli 1 (myöh. 0.19) MHz ja vahvistus 90 dB (1 000 000 000-kertainen). Vahvistettu RF-signaali (galaktinen kohina)  tasasuunnattiin diodilla. Siitä mittaussignaali siirtyi tasajännitteenä koaksiaalijohtoa myöten talon kellariin, jossa olivat virtalähdeosa ja piirturi. Muiden taajuusalueiden vastaanottimissa oli eri määrä vahvistinasteita, mutta rakenne oli muuten sama. 480 MHz:n vastaanottimen kohinaluku oli 6.5 dB.

Reber yritti ensin etsiä galaktista kohinaa jo vuonna 1937 3.3 GHz ja 910 MHz taajuuksilta siksi, että hän otaksui Janskyn havaitseman säteilyn olevan ns. mustan kappaleen säteilyä, jonka intensiteetti kasvoi taajuuden neliössä. Koska säteily olikin synkrotronisätelyä, joka heikkeni taajuuden kasvaessa, ei Reber epäherkillä mikroaaltovastaanotinlaitteillaan saanut mitään tuloksia. Reber hylkäsi mustan kappaleen säteilylain soveltamisen tähän tapaukseen ja yritti uudelleen 1938 syksyllä huomattavasti alemmalla 162 MHz taajuudella, vaikka kipinähäiriöt autoista ja sähkökatkaisijoista haittasivatkin päiväaikaan. Taajuusvalinta perustui kaupasta ostetun alumiiniputken halkaisijaan, josta Reber teki syöttötorven. Hän havaitsi kesällä 1939 linnunradan tasosta tulevan kohinan ja vuonna 1941, sekä 1943 Reber teki radioastronomian historiaa: ensimmäisen radioastronomisen kokotaivaan kartoituksen ja sai sen julkaistua Astrophysical Journalissa lähinnä päätoimittaja O. Struven myötämielisen suhtautumisen ansioista. 

"Oikeassa" lehdessä julkaistut havainnot sitten kiinnostivatkin jo monia astronomeja ja astrofyysikoita, mainittakoon esimerkiksi Hollantilainen Jan Oort, joka vielä sodan aikana käynnisti ennen havaitsemattoman vetykaasun 23-cm aallonpituuden spektriviivan metsästyksen. Silti "oikeiden" astronomien ja radioastronomisia havaintoja tehneiden "insinöörien" välillä oli jonkinlaista karsinointia, joka kesti pitkälle 1950-luvulle asti. 

Reberin muita mainittavia havaintoja olivat auringon radiosäteilyhavainnot 162 MHz:lla syyskuussa 1943 ja vuoden 1948 kokotaivaan kartoitus 480 MHz:llä. Grote Reber teki vuosia laiterakentelu- ja havaintotyötä omalla ajallaan ilman ulkopuolista rahoitusta ja apua ja saavutti hienoja tuloksia. Tätä ei ollut tapahtunut radioastronomiassa aiemmin, eikä sen jälkeen! 

Reber jatkoi sodan jälkeen tutkimustyötään ensin NBS:llä Virginiassa 1947-1951, piipahti Havajilla ja Tasmaniassa, oli hetken NRAO:ssa 1960, kunnes palasi jäädäkseen Tasmaniaan jatkamaan yksityistä tutkimustyötä, vaihteeksi pitkäaaltoisen kosmisen radiosäteilyn parissa. 

Reberin alkuaikojen radioastronomiaa käsitteleviä artikkeleita:

1940- "Cosmic Static", Proc. IRE, 28, 68.
1940- "Cosmic Static", Astrophysical Journal, 91.
1942- "Cosmic Static", Proc. IRE, 30, 367.
1944- "Cosmic Static", Astrophysical Journal, 100, 279.
1946- "Solar Radiation at 480 Mc.sec.", Nature, 158, 945.
1947- "Radio-frequency investigations of astronomical interest", G.Reber,  J.L.Greenstein, The Observatory, vol. 67, no. 836, Feb. 1947.
1948- "Solar Intensity at 480 Mc", Proc. IRE, 36, no.1.
1948- "Cosmic Radio Noise", Radio-Electronic Engineering, July 1948.
1948- "Cosmic Static", Proc. IRE, 36, 1215, 1948.
1949- "Galactic Radio Waves", Sky and Telescope, vol. 8.
1949- "Radio astronomy", Scientific American, vol. 181, Sept.1949.
1950- "Galactic Radio Waves", ASP Leaflet no. 259, 1950.
1955- "Radio Astronomy in Hawaii", Nature, 175, 78.
1955- "Fine structure of solar radio transients", Nature, 175, 132.
1956- "Cosmic radio-frequency radiation near one megacycle",  G.Reber, G.R.Ellis, J. Geophys. Res., 61, 1.

Reberin omissa havainnoissa näkyivät vain linnunradan voimakkaimmin säteilevät alueet ja kohteet, varsinkin 480 MHz:lla ja erottelukyky ei ollut oheisen kuvan luokkaa.
 

Radioastronomia Reberin ensihavaintojen jälkeen

Sodanaikainen tutka- ja radiotekniikan voimakas kehitys oli suureksi hyödyksi radioastronomialle. Jo 1935-1936 olivat radioamatöörit havainneet 28 MHz:lla outoa kohinaa, luultavasti Auringosta, jonka myös brittifyysikko E. V. Appleton laittoi merkille. Auringon kohinaa havaitsivat myös mm. saksalaiset (v. 1939...1940 125 MHz) tutkavastaanottimillaan, mutta muissakin maissa (mm. Uudessa Seelannissa) ilmavalvontatutkilla tehtyjä havaintoja ei saanut sodan aikana julkaista. Radioastronomian historiikit tunnustavat ensihavainnoksi J. S. Heyn vasta 1945 julkistaman 26...28. helmikuuta 1942 havaitun poikkeuksellisen voimakaan Auringon radiosäteilyn aiheuttamat häiriöt brittien 50...200 MHz tutkissa. Bellin Laboratorion tutkijat G. C. Southworthin johdolla havaitsivat v. 1942 mikroaaltoalueen termistä kohinaa Auringosta mm. 9.4 GHz:lla. Täysin immuuni ei nykyinenkään radiokommunikaatioteknologia ole Auringon radioemissioille. Maaliskuussa 2002 Bellin Laboratorio julkaisi tutkimusraportin, jossa todetaan vuosittain parinkymmenen voimakkaimman radiokohinaryöpyn voivan aiheuttaa katkoksia matkapuhelinliikenteeseen lievealueilla tukiaseman antennin suuntauksen sattuessa Aurinkoon.

Vuonna 1944 brittien 60 MHz GL2- ja CD-tutkat havaitsivat heijastuksia meteorivanoista, joita erehdyksellisesti luultiin V-2-ohjusten laukaisuiksi. Tästä sai alkukipinän tutkameteoriastronomia.

Erillisiä galaktisia säteilylähteitä havaittiin VHF-taajuuksilla: Cyg A vuonna 1946, Tau A, Vir A ja Cen A 1947. Cas A 1948, Pup A 1949, M31, Cyg X ja Sgr A 1950, jne. Cygnus A:n säteilyn voimakkuuden vaihtelua ihmeteltiin ja etsittiin optisia vastineita havaituille kohteille.

Tammikuussa 1946 U.S.A.:n armeijan ryhmä onnistui kokeiluissaan saamaan tutkakaikuja kuusta, mikä oli tutka-astronomian ensimmäinen saavutus.

Kaikuja Kuusta - John DeWitt ja "Project Diana" Tennesseeläinen radioharrastuksen 16-vuotiaana aloittanut ja laivaradistina hetken aikaa palvellut John H. DeWitt jr., ex. W4FU, hakeutui 1925 nashvilleläiselle WSM-yleisradioasemalle. Opiskeltuaan vuoden Vanderbiltin yliopistossa, meni 1929..1932 töihin Bellin puhelinlaboratorioon, jossa K. Jansky juuri siloin teki ensimmäisiä radiokohinahavaintojaan ja palasi 1933 takaisin Nashvilleen WSM:n pääinsinööriksi. DeWitt harrasti radioamatööritoimintaa, sekä astronomiaa ja rakensi 1934 veljensä kanssa 12" peiliteleskoopin, jonka sittemmin lahjoitti Dyerin observatorioon. John DeWitt yritti toukokuussa 1940 saada lähettämänsä radiosignaalin heijastumaan Kuusta takaisin omaan vastaanottimeensa silloisella 112 MHz, eli  2½-metrin radioamatöörialueella, epäonnistuen lähinnä epäherkän vastaanottimen vuoksi. DeWitt oli myös ilmaissut galaktisen kohinan samalla antennilaitteistolla ja oli hyvin perillä mm. Janskyn kuutisen vuotta aiemmin tekemistä kohinamittauksista, eli DeWitt oli tavallaan Reberin kannoilla VHF-alueen galaktisen radiokohinan havainnoimisessa. John DeWitt liittyi armeijaan 1942 ja kehitti mm. ammuksen radiosytyttimen. DeWitt yleni sodan aikana U.S. Army Signal Corps /  Evans Laboratorion päälliköksi. Heti sodan loputtua hän sai luvan uusia kuuheijastuskokeen laboratorion resursseja käyttäen liki samalla 111. 5 MHz taajuudella, joka oli sodan aikana otettu kaukovalvontatutkakäyttöön. Mukana projektissa olivat mm. tri. Webb, E. K. Stodola, W3IYF ja H. P. Kauffman, W2OQU. Koejärjestelyt alkoivat syyskuussa 1945 ja syystalven aikana tehtiin tuloksettomia yrityksiä ja paranneltiin laitteistoa. Itse lähetin ja vastaanotin oli kuuluisan majuri Armstrongin tekemä, johon oli lisätty SCR-271-tutkan modifioitu 4 kW:n pääteaste. Suorituskyvyn parantamiseksi vastaanottimen eteen lisättiin SCR-271:n modifiointisarjaan kuulunut 3.5 dB:n kohinaluvun RF-etuvahvistin ja tutka-tyyppinen T/R-vaihto korvattiin mekaanisella antennireleellä. Lähettimen käsiavainnus sähkötysavaimella korvattiin säädettävällä elektronisella avainnuksella ja antenni tuplattiin lisäämällä rinnalle toinen SCR-271:n 32-dipolinen heijastin, jolla saatiin antennin vahvistukseksi 24 dBd ja lähes megawatin säteilyteho, plus n. 6 dB maaheijastusvahvistusta. Antenni oli vain AZ-suunnattava, eli kokeilut oli tehtävä Kuun noustessa ja laskiessa. Teoriaan perustuneet laskelmat antoivat 50 Hz vastaanottokaistanleveydellä kuukaiuille 18 dB signaali-kohinaetäisyyden, mutta se oli teoriaa, ja kuukaikua ei vaan kuulunut.  Kokeita ja laitteiston hienoviritystä jatkettiin päivittäin, kunnes yhtäkkiä Kuun noustessa Belmarissa (N.J.) 10. tammikuuta 1946 kuunpinnalta heijastunut radiosignaali helähti kovaäänisestä Webbin ja Kauffmanin korviin ja piirtyi selvästi oskilloskoopin kuvaputkelle! Kokeita jatkettiin myöhemmin korotetulla 50 kW lähetysteholla. Tuohon aikaan kajasteli mielessä Kuun käyttö radiolinkkinä, eli passiivisena heijastajana (vrt. Echo-satelliitit) ja ionosfääritutkimus, sekä ohjusvaroitustutkan kehitys. Tutkittaviin asioihin kuului myös selvittää miksi Kuusta heijastunut radiosignaali tuli kuuluville ja häipyi pois täysin epäsäännöllisesti.  U.S. Navylla oli 1950... 4-kanavainen radiokaukokirjoitinyhteys Washingtonista Kuun kautta Havajille, mutta tietoliikennesatelliittien tulo 1960-luvulla kuitenkin vei kiinnostuksen (sotilas)radioliikenteen reitittämiseltä kuuheijastusta käyttäen. Kun U.S.A.:n suuret BMEWS-tutkat aloittivat toimintansa 1959, oli radiosignaalin heijastuminen kuunpinnasta jo päässyt unohtumaan tutkan suunnitteluvaiheessa MIT:n asiantuntijoilta, mikä aiheutti lokakuussa 1960 NORAD:ssa pohdittavaa ohjusvaroitustutkan yhtäkkiä sylkiessä näytöille satoja harhamaaleja. Projekti Diana oli samalla myös ensimmäinen tutka-astronominen kokeilu ja DeWittiä voidaan pitää tutka-astronomian isänä. DeWitt oli myöhemmin photometristen muutujahavaintojen yhdyshenkilönä U.S.A.:ssa ammattilaisten ja tähtiteteen harrastajien välillä, sen minkä TV- ja radioaseman hallintotöiltään, velvoitteiltaan ja muilta harrastuksiltaan ehti.

Radioastronomian tutkimustyötä tehtiin sodan jälkeen lähinnä Australiassa (Parkes) ja Englannissa (Cambridge/Mullard, Jodrell Bank/Nuffield), jossa sodanaikaisesta tutkalaitteiden kehitys- ja havaintotyöstä haarautui radioastronomian tutkimus. U.S.A. ja Neuvostoliitto ehtivät radioastronomiaan kunnolla mukaan vasta 1950-luvun puolivälissä. 

Janskyn ja Reberin havaitseman kosmisen radiosäteilyn pääteltiin olevan linnunradan heikossa magneettikentässä kieppuvien elektronien aikaansaamaa synkrotronisäteilyä (Kiepenheuer, Phys. Review, 1950) Alfven & Herlofsonin ehdotuksen pohjalta. Synkrotronisäteilyn teoriaa kehittivät mm. Ginzburg, Shklovsky, Sokolov ja Ternov.

Hollantilaisen Van de Hulstin 1944 ennustama vetykaasun 1.4 GHz spektriviiva havaittiin ensin Ewenin ja Purcellin toimesta Harvardissa maaliskuussa 1951.  Purcellille ajatus emissioviivan havaitsemisesta oli noussut esiin jo Los Alamosin ajoiltaan paremmin tunnetun I. Rabin (NMR:n keksijä) johtaman Radiation Research Laboratoriesin (RLL) sota-ajan tutkalaitteiden kehitystyön yhteydessä, jossa Dicke keksi tunnetun radiometrinsä. Vetykaasun spektriviivan havaintojärjestely ei ollut mitenkään hohdokas. Havaintoa varten oli reilun metrin kokoinen torviantenni nostettu erään Harvardin laboratorion käytävän ikkunalle osoittamaan vinosti ylös taivaalle ja vastaanottimeen kytketyn piirturin käytävän lattialle suoltamalta piirturiliuskalta etsittiin päivittäin toistuvia säteilyvuon kohoumia linnunradan sivuuttaessa antennin keilan, kuten Jansky ja Reberkin olivat tehneet. C. A. Muller sai NFRA:n Wurzburg Riese UHF-tutkan 7.5-metriseen paraboliantenniin liitetyn 21-cm:n vastaanottimen valmiiksi Kootwijkissa Hollanissa toukokuun alkupuolella, millä Jan Oortin tarkoitus oli kartoittaa linnunradan vetykaasun jakaumaa. Australialaiset Christiansen ja Hindman, jotka olivat aiemmin olleet tutkia koskevassa yhteistyössä RLL:n ja Purcellin kanssa, kasasivat pikaisesti Purcellin kehotuksesta oman vastaanottimensa ja tekivät vedyn spektriviivahavaintoja kesäkuussa 1951.

Radioastronomian alkuaskeleet Suomessa 1952... Jaakko Tuomisen aloitteesta perustettiin Helsingin yliopistoon Radioastronominen asema 1952, jonka nykymittapuun mukaan vaatimattomat vastaanotin- ja antennilaitteet rakennettiin Viikkiin ja ensihavainnot Cas A ja Cyg A kohteista tehtiin saman vuoden elokuussa. Vastaanotinlaitteistolla tutkittiin 80.5 MHz taajuudella em. kohteiden skintillaatiota ja tehtiin havaintoja Auringon koronan radiosäteilystä v. 1954 pimennyksessä. Asema siirrettiin 1960-luvun taitteessa häiriöitä pakoon Keimolan kautta Metsähoviin, Kirkkonummelle, jossa Jorma Riihimaa, OH8PX tutki Jupiterin dekametrisiä radioemissioita Helix-antenneilla 20...40 MHz:llä. Nämä havainnot loppuivat 1967 Riihimaan siirtyessä tutkimaan Jupiterin radiosäteilyä U.S.A.:sta käsin. Radioastronominen toiminta jatkui vasta 1973, kun Metsähoviin rakennettiin yhdessä TKK:n kanssa moderni 13-metrinen millimetrialueen radioteleskooppi, jolla on tutkittu mm Aurinkoa ja kvasaareja.

Hyvien tulosten innostamana suuria radioteleskooppeja alettiin rakentaa ympäri maailmaa 1950-luvun lopulla ja 1960-luvulla (Dwingeloo, Jodrell Bank, Pulkova, Parkes, Green Bank), sillä kylmä sota ja kilpajuoksu avaruuteen helpottivat rahoituksen saamista. Uusilla tehokkailla teleskoopeilla löydettiin kvasaarit 1963 (M. Ryle) ja OH-spektriviiva.

Kolmen Kelvinin taustasäteily löytyi (taas vahingossa Bell Labs:lla) 1965 kun tutkittiin mikroaaltoyhteyksiä tietoliikennesatelliitteihin. Tasainen taustakohina tuli kaikista suunnista taivaalta ja sen lopulta pääteltiin johtuvan itse alkuräjähdyksestä - kosmologisesti hyvin tärkeä löytö. Teoria, joka ennusti tällaisen säteilyn, oli kehitelty jo 1948 (A. Penzias ja R. Wilson, kuva 6-metrisestä torviantennista).

Pulsarit löydettiin Englannissa uudella metristen radioaaltojen (VHF) teleskoopilla 1967 (Jocelyn Bell). Pulsareja tunnetaan nyt jo yli tuhat.

NH₃ ja H₂O-spetriviivaemissiot löydettiin 1968, sekä monimutkaiset interstellaariset molekyylit millimetriaaltoalueelta 1970-luvulla. Radioastronomisissa tutkimuksissa on avaruudesta löydetty jo yli satakunta erilaisia molekyyliä. Radioteleskooppeja on nykyisin ainakin 24:ssa eri maassa kattaen aaltopituudet 30 metristä millimeriaaltoihin. Suurin osa maailman radioteleskoopeista on USA:ssa ja Australiassa.

Monet radioastronomit ja sitä edeltävän ajan radiotieteen tutkijat ovat saaneet tunnustuksena työstään ja löydöistään Nobelin fysiikanpalkinnon: Cuglielmo Marconi, Carl Ferdinand Braun, Sir Edvard Victor Appleton, Sir Martin Ryle, Anthony Hewish, Arno A. Penzias, Rober W. Wilson, Russel A. Hulse, Joseph Taylor jr.

Taivas ja varsinkin Linnunrata näyttävät hyvin erilaisilta eri aallonpituuksilla havaittuna. Merkittävä ero Linnunradan tasossa ovat paljainkin silmin nähtävissä olevat pölypilvien aiheuttamat mustat katvealueet näkyvän valon aallonpituuksilla, jotka eivät radiotaajuuksilla haittaa. Taivasta on kartoitettu eri radiotaajuuksilla lukuisissa eri projekteissa.

Radioikkuna

Maapallon ilmakehän ja ionosfäärin ulkopuolella lentävillä satelliiteilla, tai kuun pinnalta voidaan tutkia niin matalataajuisia kuin varsinkin hyvin korkeataajuisia radioemissioita, mm. kolmen kelvinin taustasäteilyn jakaumaa. Koska tutkimussatelliittien lähettäminen avaruuteen on kallista ja hankalaa puuhaa ja laitteiden vioittuessa korjaaminen mahdotonta, suuri osa radioastronomisista havainnoista ja kaikki harrastajien tekemät havainnot on ainakin toistaiseksi tehty maan pinnalta.
 

Valitettavasti koko radiospektriä ei voida käyttää astronomisiin tarkoituksiin, koska ilmakehä ei läpäise kuin osia siitä. Tämä radioikkuna alkaa HF-alueelta noin 3 MHz...30 MHz (aallonpituutena 100 m...10 m) tienoilta taajuudessa ylöspäin riippuen lähinnä Auringon aktiivisuudesta (Solar Flux), joka vaikuttaa ionosfäärin (h = 40...1000 km) elektronitiheyteen, vuorokaudenajasta, ionosfäärin tilasta (avaruussää) ja radioaallon tulokulmasta.

Ionosfäärin yö-/paivävaihtelu 0-50 MHz taajuusvälillä.

Pilkkuminimin aikaan ja varsinkin yöllä zeniitin suunnasta saapuvat n. 3 MHz taajuiset (80 m) radioaallot läpäisevät ionosfäärin, kun taas pilkkumaksimin tienoilla päiväaikaan vastaava raja on n. 10...15 MHz (30...20 m). Läheltä horisonttia loivasta tulokulmasta saapuvat saapuville radioaalloille vastaavat rajat ovat n. 15 MHz ja n. 40 MHz, joiden alapuoliset taajuudet eivät yleensä pääse maan pinnalle asti. Samaan aikaan matalista tulokulmista vielä heijastuu radiolähetyksiä muutamien tuhansien kilometrien etäisyyksiltä haitaten avaruudesta saapuvan emission mittauksia. Radioikkunan alaraja on luonteeltaan "veteen piirretty viiva", ja rajataajuuden yläpuolellakin esiintyy vielä skintillaatiota, mutta jostakin HF-alueen yläreunasta alkaa radioikkuna avaruuteen ja sitä seuraavalla kahden-kolmen oktaavin levyisellä alueella voi (ainakin syrjäisellä radiohäiriöttömällä alueella) tehdä havaintoja yöllä ja päivällä säästä riippumatta.

Ilmakehän vaimennus mikroaalloilla. (Eri tekijöiden vaikutus on summattava)

Radioikkunan yläreuna on paljolti riippuvainen ilmakehän troposfäärikerroksen (h<10 km) sisältämän veden määrästä. Sää, eli lähinnä sade, pilvet ja ilmankosteus alkavat vaikuttaa haittaavasti mikroaaltoalueen puolivälin paikkeilla (n. 10 GHz). Vesimolekyylit vaimentavat 22 GHz taajuudella ja sitä ylemmäs taajuudessa mentäessä on jo pelkästään ilman kaasumolekyyleistä paikoin haittaa, kunnes n. 500 GHz (0.6 mm) yläpuolella ilmakehä ei juurikaan enää läpäise radioaaltoja, ennen kuin vasta infrapuna-alueella, mutta sehän ei ole enää radioastronomiaa. Ei ihme, että alimillimetrialueen (yli 300 GHz) radioteleskoopit aina sijaitsevat korkealla vuoristoissa.

Taajuusallokaatiot

Radioastronomialle lähes kaikki taajuusalueet olisivat käyttökelpoisia, mutta koska radiotaajuudet ovat rajallinen luonnonvara, on radiotaajuuksia on jaettu tasapuolisesti kaikkien käyttöön ja erilaisiin tarkoituksiin, myös radioastronomialle. Osalla niistä on radioliikennettä rajoitettu, tai erämaa-alueille sijoitettujen teleskooppien ympäristöissä jopa kielletty häiriötason alentamiseksi. Koska radioteleskooppeja on maantieteellisesti melko harvassa, on taajuusallokaatioissa kansallisia poikkeamia. Kontinuumisäteilyn mittaustaajuudet eivät ole kovin kriittisiä ja ne onnistuvat kapeammassakin raossa. Molekyyliviivahavainnot kuitenkin vaativat Doppler-siirtymien vuoksi leveitä taajuuskaistoja, mikä vaikeuttaa tilannetta, koska esim. 1 GHz tienoilla olisi matkaviestin- ja satelliittioperaattoreiden puolelta suuria tarpeita saada "rahasammoille" lisäkaistoja.

Jos halutaan hakea oikeutusta radioastronomiaan varatuille taajuuskaistoille, kannattaisi muistaa, että radioastronomian keksintöjä on sovellettu menestyksekkäästi muillekin aloille, mm. lääketieteeseen, meteorologiaan ja aeronomiaan. Havaintolaitteiden jatkuva kehitystyö edistää samalla elektroniikkaa ja tietojenkäsittelyä. Radioastronomian perustarkoitus kuitenkin on, kuten astronomian yleensäkin, lisätä tietoa meitä ympäröivästä maailmankaikkeudesta ja etsiä vastauksia sen peruskysymyksiin.

13.36-13.41 MHz. * Auringon ja Jupiterin dekametrisen säteilyn havainnot. 25.55-25.67 MHz. Auringon ja Jupiterin dekametrisen säteilyn havainnot. (37.50-38.25 MHz. * Jupiterin dekametrisen säteilyn havainnot.) (73-74 MHz. Aurinkotuulen havainnot.) (79.25-80.25 MHz. * Aurinkotuulen vaikutusten havainnot aurinkokunnassa.) (150.5-153 MHz. * Aurinko ja pulsarihavainnot.) (322-328.6 MHz. *  Pulsarit, radiogalaksit ja deuteriumin 327.4 MHz spektriviivan havainnot.) (406.1-410 MHz.* Kontinuumisäteily ja pulsarihavainnot.) (608.5-614 MHz.* Kontinuumisäteily ja pulsarihavainnot.) (1330-1400 MHz. * Punasiirtyneen vedyn spektriviivan havainnot.) 1400-1427 MHz. Vedyn 21 cm (1420.4057 MHz) spektriviivan havainnot. 1660- 1670 MHz * OH-radikaalimolekyylin 1665, 1667 ja 1612 MHz spektriviivan havainnot, prototähdet. 1718.8-1722.2 MHz. * OH-radikaalimolekyylin 1720 MHz spektriviivan havainnot, prototähdet. 2690- 2700 MHz. * Kontinuumisäteilyn, ionisoituneiden vetypilvien ja galaksin diffuusin säteilyn ja ytimen rakenteen mittaukset, polarisaatiomittaukset. (3.1- 3.4 GHz. CH-molekyylin 3263, 3335 ja 3349 MHz spektriviivojen havainnot.) 4.8-5 GHz.* Ionisoituneiden vetypilvien, pulsarijäänteiden ja formaldehydin (H2CO) 4.82966 GHz spektriviivan havainnot. 10.68-10.7 GHz. Kvasaarihavainnot. (14.4-14.5 GHz.* Kvasaarihavainnot ja formaldehydin (H2CO) 14.4885 GHz spektriviivan havainnot.) 15.35-15.40 GHz.* Kvasaarihavainnot. 22.21- 22.5 GHz. * Punasiirtyneen veden (H2O) spektriviivan havainnot, kontinuumimittaukset, Auringon radiosäteily. 23.6-24.0 GHz. Ammoniakin ja monen muun molekyylin spektriviivojen, sekä kontinuumisäteilyn havainnot. 31.3- 31.5 GHz. Kontinuumisäteilyn havainnot. 31.5- 31.8 GHz * Kontinuumisäteilyn havainnot. 36- 37 GHz. HC3N ja OH-molekyylien spektriviivojen havainnot, kontinuumisäteilyn havainnot, Aurinkotutkimus. 42.5- 43.5 GHz.* VLBI, kontinuumimittaukset, Aurinkotutkimus. kaistoja 49, 76, 78- 105 GHz. * Molekyylien SiO, CS, H2CO, CH3, OH, OCS spektriviivojen havainnot. kaistoja 105, 140, 164, 174, 182, 186.2, 217 ja 265 GHz taajuusalueilta. * Molekyylien SO, SO2, SiO, SiS, HCN, HCO, HCO+, HC3N, HC2, CH3, CH2, OH, CN, CO3OCH3 spektriviivojen havainnot. VLBI mittauksia suoritetaan kaikilla radioastronomian taajuusalueilla välillä 322 MHz...43 GHz. * Kaista jaettu muun radioliikenteen kanssa. Sulkuihin merkityt allokaatiot eivät ole voimassa Suomessa.

Radiosäteilyissä on eroa!

Säteilylähteet voidaan jakaa eri tyyppeihin niiden pinta-alojen mukaan,  pistemäisistä lähteistä taustasäteilyyn. 

Kaikista säteilylähteistä tulee yhtäaikaa useampaa eri säteilymekanismien tuottamaa radiosäteilyä ja niiden mukana seassa on lisäksi taustasäteilykomponentti. Eri säteilylajien voimakkuudet muuttuvat havaintotaajuuden muuttuessa jokaiselle kohteelle ominaisella tavalla. Kohteen radiosäteilyn ominaisuuksissa, kuten voimakkuudessa, spektrissä ja polarisaatiossa, voi ilmetä merkittäviä ajallisia vaihteluita.

Avaruudesta tuleva radiosäteily voi olla kontinuumisäteilyä:

• 1. Lämpösäteily (thermal emission), joka on lämpöenergian aiheuttamaa ja laajakaistaista (spektri mustan kappaleen lämpösäteilyn mukainen) ja ei ole luonteeltaan polarisoitunutta.
• 2. Syklotronisäteilyä. Magneetti-, tai joskus sähkökentän kiihdyttämä varattu hiukkanen säteilee radioaaltoja.
• 3. Synkrotronisäteilyä. Magneettikentän kiihdyttämä relativistinen elektroni säteilee radioaaltoja kulkusuuntaansa. Säteily on polarisoitunutta ja ilmenee yleensä rajoittuneella kaistalla HF/VHF/UHF-taajuusalueilla.
• 4. Terminen jarrutussäteily. Kuumat ionisoituneen vedyn alueet.

• 5. Masersäteilyä. Atomien pitkäaikaisen viritystilan purkautuminen, emissiot mm.1.6, 8 ja 22 GHz:llä.
• 6. Atomien ja molekyylien emissiospektriviivoja (tai absorptio-), jotka aiheutuvat atomin energiatilan, tai molekyylin rotaation muutoksesta. Ne ovat ilman Doppler-siirtymiä kapeakaistaisia.

• Aurinko, Jupiter ja Saturnus (1, 3)
• kuumat ionisoituneen vedyn alueet (4)
• tähtienväliset molekyylipilvet ja pöly (3,5,6)
• supernovajäänteet (3) (esim. Cas A)
• pulsarit (neutronitähdet) (3, 5) (esim. PSR 0329+54)
• oma linnunrata, radiogalaksit (3) (esim. Cyg A)
• kvasaarit (3)
• komeetat (6)
• kosminen 3 K taustasäteily (1)
• kuut ja planeetat (1)

Spektriviivaemissioihin ja varsinkin SETIin käytetään hyvin kapeita vastaanottimen kaistanleveyksiä, jopa millihertsejä, kun taas kontinuumisäteilyä on hyödyllisempää mitata leveillä, megahertsejä leveillä kaistanleveyksillä taajuusalueesta ja muista tekijöistä riippuen. 

Lämpökohinan havaitsemiseen soveltuu parhaiten yksi yksittäinen antenni. Muihin lähteisiin ammattilaiset käyttävät interferometrejä. 

Ammattilaisten harjoittamaan radioastronomiaan vaaditaan yleensä suurikokoisia ja kalliita erikoislaitteita. Tämähän on yleistä eri tieteissä tutkimuksen huipulla. Radioastronomisten laitteiden kehittyneisyyttä kuvaa niiden kyky erottaa signaaleja, jotka ovat 60 dB (1/1000000) alle vastaanottimen oman kohinatason. Harrastajilla tämä raja on n. 30 dB (1/1000). Vertailun vuoksi mainittakoon, että normaali radiolähetys on välttävästi kuunneltavissa, kun signaali on 20 dB (100/1) yli vastaanottimen kohinatason. 

Herkkyyden ohella toinen ongelma on kulmaerotuskyky. Suurin UHF-alueella toimiva radioteleskooppi on NRAO:n kiinteä 300 m peiliantenni Arecibossa. Silläkään ei päästä kovin suureen erotuskykyyn, eikä sen pintatarkkuus riitä mikroaalloille. 

Kuva: NRAO

Yhdistämällä useampien vierekkäisten radioteleskooppien signaalit (synteesiapertuuri) saatiin erotuskykyä parannettua huomattavasti (VLA). Sen jälkeen kehitettiin interferometritekniikka, joka perustuu atomikellojen käyttöön aikareferenssinä useammalla eri puolilla maailmaa sijaitsevalla teleskoopilla (VLBI) ja näin erotuskyky parani kaarisekunnin tuhannesosaan. Radioaalloilla on monia etuja: radioaallot läpäisevät sumut, joita valo ei läpäise ja näiden takaa on löytynyt mm. uusia galakseja ja havaittu runsaasti muutakin uutta ja mielenkiintoista. ESF:n Radioastronomian käsikirja on verkossa PDF-dokumenttina. Erinomainen kokoelma asiaan liittyvää materiaalia löytyy NRAO:n kotisivulta. Kuvia koko taivaasta eri aallonpituuksilla tarjoaa NASA:n Goddardin avaruuslentokeskus. AstroWeb antaa lisälinkkejä asiaan.

Havainto-ohjelmia harrastajille

Seuraavaksi muutamia suosituimpia havaintokohteita harrastajille. Erilaiset antenniratkaisut ovat olennainen osa harrastusta, joten antenni ja vastaanotinpuolen asioita on selvitetty hieman tarkemmin vastaanotintekniikkasivulla. Radioastronomiaksi on tässä oletettu kaikkien troposfäärin ulkopuolisen luonnonilmiöiden havaitseminen radioteknisten laitteiden avulla, joko passiivisesti, tai tutkametodia käyttäen. ITU:n dokumenteissa radioastronomian määritellään "ahdasmielisesti" olevan kosmista alkuperää olevien radioaaltojen vastaanottoa. 

• Otsikon alla oleva taajuusalue on se jolla tyypillisesti havaintoja voi tehdä, mutta alueen reunamilla se on usein paljon vaikeampaa. Joillakin emissiotyypeillä on rajataajuuksia, joiden ulkopuolella niitä ei voida havaita.
• Taustatietoa ilmiöstä ja sen (ensi)havaintohistoriasta ammattilaisten ja harrastajien toimesta, sikäli kun sitä tunnetaan .
• Lyhyt kuvaus miten harrastaja voisi ilmiötä havaita.

Kuvantava radioastronomia

~500... MHz

Ensimmäiset taivaan radiosäteilyn intensiteettikartoitukset teki G. Reber v. 1941 ja 1943 162 MHz:lla.

Kuvantava radioastronomia on kaikkein vaikeimmin toteutettava radioastonomian harrastusprojekteja. Se onnistuu lähinnä UHF- ja mikroaaltotaajuuksilla. Erottelukyky riippuu antennin koosta ja käytetystä taajuudesta. Useammalla erillisellä antennilla ja interferometritekniikalla voidaan antenninkokonaisuuden erottelukykyä parantaa. 

Mittaamalla ionisoimattoman vedyn spektriviivan Doppler-siirtymiä n. 1.4 GHz taajuudella on mahdollista saada myös nopeusjakaumia ja muodostaa niistä grafiikkaa. 

Kohinaimpulssien metsästys galaksin keskustasta ja Orionin alueelta