Просмотр кода страницы Радиотелескоп

[[Файл:Vitino, RT-70 radio telescope (planetary radar, space exploration radar), Crimea.jpg|мини|250пкс|справа|''Радиотелескоп'' [[РТ-70]] <br>Центр дальней космической связи (ЦДКС).<br>[[Крым]]]]
[[Файл:Radiotelescope RTF32 Zelenchuk.jpg|мини|250пкс|справа|''Радиотелескоп'' РТФ-32 <br>[[Радиоастрономическая обсерватория «Зеленчукская»|Обсерватория «Зеленчукская»]]<br>[[Северный Кавказ]] ]]

'''Радиотелеско́п''' — [[астрономический инструмент]] для приёма [[Радиоизлучение|радиоизлучения]] [[Небесное тело|небесных объектов]] (в [[Солнечная система|Солнечной системе]], [[Галактика|Галактике]] и [[Метагалактика|Метагалактике]]) и исследования их характеристик, таких как: [[Астрономические координаты|координаты]], [[Пространство в физике|пространственная]] структура, [[интенсивность излучения]], [[спектр]] и [[Поляризация электромагнитных волн|поляризация]]<ref name='BSE'>{{БСЭ3|статья=Радиотелескоп }}</ref>.

По [[Диапазон частот|диапазону частот]] радиотелескоп занимает начальное положение среди [[Астрономические инструменты|астрономических инструментов]] для исследования [[электромагнитное излучение|электромагнитного излучения]] (более высокочастотными являются [[телескоп]]ы [[Инфракрасное излучение|теплового]], [[Видимое излучение|видимого]], [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетового]], [[Рентгеновское излучение|рентгеновского]] и [[Гамма-излучение|гамма-излучения]]).

Радиотелескопы располагают, как правило, далеко от главных [[Населённый пункт|населённых пунктов]], чтобы максимально уменьшить [[Электромагнитная помеха|электромагнитные помехи]] от [[Радиовещание|вещательных]] радиостанций, [[Телевидение|телевидения]], [[радар]]ов и других излучающих устройств. Размещение [[Обсерватория|радиообсерватории]] в долине или низине ещё лучше защищает её от влияния техногенных электромагнитных шумов.

== Устройство ==
Радиотелескоп состоит из двух основных элементов: [[Антенна|антенного устройства]] и очень [[Чувствительность (техника)#Чувствительность радиоприёмника|чувствительного]] [[Радиоприёмник|приёмного устройства]] — [[радиометр]]а. Радиометр усиливает принятое антенной радиоизлучение и преобразует его в форму, удобную для регистрации и обработки{{sfn|Курильчик|1986|с=560}}.

Конструкции антенн радиотелескопов отличаются большим разнообразием, что обусловлено очень широким диапазоном длин волн, используемых в [[Радиоастрономия|радиоастрономии]] (от 0,1 мм до 1000 м). Антенны радиотелескопов, принимающих мм, см, дм и метровые волны, чаще всего представляют собой параболические отражатели{{переход|#Параболоиды вращения}}, подобные [[Зеркальная антенна|зеркалам]] обычных оптических рефлекторов. В фокусе параболоида устанавливается [[облучатель]] — устройство, собирающее радиоизлучение, которое направляется на него зеркалом. Облучатель передаёт принятую энергию на вход радиометра, и, после усиления и детектирования, сигнал регистрируется на ленте самопишущего электроизмерительного прибора<ref name="Bakulin1970">{{книга
|автор = П.И.Бакулин, Э.В.Кононович, В.И.Мороз
|заглавие = Курс общей астрономии
|место = М.
|издательство = Наука
|год = 1970
}}
</ref>. На современных радиотелескопах аналоговый сигнал с выхода радиометра преобразуется в цифровой и записывается на жёсткий диск в виде одного или нескольких файлов.

Для калибровки полученных измерений (приведения их к абсолютным значениям [[Плотность потока энергии|плотности потока излучения]]) ко входу радиометра вместо антенны подключается генератор шума известной мощности<ref>{{публикация|1=книга|часть=Радиоастрономия|часть ответственный=Курильчик В. Н.|заглавие=Физика космоса: Маленькая энциклопедия|год=1986|ответственный=Редкол.: [[Сюняев, Рашид Алиевич|Р. А. Сюняев]] (Гл. ред.) и др|издание=2-е изд|место=М.|издательство=[[Советская энциклопедия (издательство)|Советская энциклопедия]]|тираж=70000|страницы=533—541|страниц=783|ссылка=http://www.astronet.ru/db/FK86/|ссылка часть=http://www.astronet.ru/db/msg/1188590/text#3|архив дата=2022-04-01|архив=https://web.archive.org/web/20220401053637/http://www.astronet.ru/db/FK86/}}</ref>{{rp|535}}.

В зависимости от конструкции антенны и методики наблюдений, радиотелескоп может либо заранее наводиться на заданную точку небесной сферы (через которую вследствие суточного вращения Земли пройдёт наблюдаемый объект), либо работать в режиме слежения за объектом.

Для направления антенн в исследуемую область неба их устанавливают обычно на альт-[[Альт-азимутальная монтировка|азимутальных монтировках]], обеспечивающих повороты по [[Азимут (астрономия)|азимуту]] и высоте (полноповоротные антенны). Существуют также антенны, допускающие лишь ограниченные повороты, и даже полностью неподвижные. Направление приёма в антеннах последнего типа (обычно очень большого размера) достигается путём перемещения облучателей, которые воспринимают отражённое от антенны [[радиоизлучение]].

== Принцип работы ==
Принцип работы радиотелескопа больше схож с принципом работы [[фотометр]]а, нежели оптического телескопа. Радиотелескоп не может строить изображение непосредственно, он лишь измеряет энергию излучения, приходящего с направления, в котором «смотрит» телескоп. Таким образом, чтобы получить изображение протяженного источника, радиотелескоп должен промерить его яркость в каждой точке.

Ввиду дифракции радиоволн на апертуре телескопа измерение направления на точечный источник происходит с некоторой ошибкой, которая определяется [[диаграмма направленности|диаграммой направленности]] антенны и накладывает фундаментальное ограничение на [[Разрешение (оптика)|разрешающую способность]] инструмента:
: <math>\theta_{min} = \frac{\lambda}{D}</math>,

где <math>\lambda</math> — длина волны, <math>D</math> — диаметр апертуры. Высокая разрешающая способность позволяет наблюдать более мелкие пространственные детали исследуемых объектов. Чтобы улучшить разрешающую способность, нужно либо уменьшить длину волны, либо увеличить апертуру. Однако использование малых длин волн повышает требования к качеству поверхности зеркала (см. [[Разрешение (оптика)#Критерий Рэлея|критерий Рэлея]]). Поэтому обычно идут по пути увеличения апертуры. Увеличение апертуры также позволяет улучшить ещё одну важную характеристику — чувствительность. Радиотелескоп должен обладать высокой чувствительностью, чтобы обеспечить надёжную регистрацию как можно более слабых источников. Чувствительность определяется уровнем флуктуаций плотности потока <math>\Delta P</math>:

: <math> \Delta P = \frac{P}{S_A\sqrt{\Delta f t}} </math>,

где <math>P</math> — мощность собственных шумов радиотелескопа, <math>S_A</math> — эффективная площадь<ref>Эффективная площадь антенны связана с её коэффициентом усиления и длиной волны: <math>G=\frac{4\pi S_A}{\lambda^2}</math>. Соотношение между эффективной и геометрической площадью антенны зависит от её конструктивных особенностей. Антенны бо́льших размеров при прочих равных условиях имеют и бо́льшую эффективную площадь, что наряду с улучшением её разрешающей способности позволяет увеличить и чувствительность.</ref> антенны, <math>\Delta f</math> — полоса частот и <math>t</math> — время накопления сигнала. Для повышения чувствительности радиотелескопов увеличивают их собирающую поверхность и применяют малошумящие приёмники и усилители на основе мазеров, параметрических усилителей и так далее.

=== Радиоинтерферометры ===
{{Основная статья|Радиоинтерферометр}}

Помимо увеличения апертуры, существует ещё один способ увеличить разрешающую способность (или сузить диаграмму направленности). Если взять две антенны, расположенных на расстоянии <math>d</math> (база) друг от друга, то сигнал от источника до одной из них будет приходить чуть раньше, чем до другой. Если затем сигналы с двух антенн [[Интерференция волн|проинтерферировать]], то из результирующего сигнала с помощью специальной математической процедуры редукции можно будет восстановить информацию об источнике с эффективным разрешением <math>\lambda /d</math>. Такая процедура редукции называется [[Апертурный синтез|апертурным синтезом]].
Интерференция может проводиться как аппаратно, путём подачи сигнала по кабелям и волноводам в общий смеситель, так и на ЭВМ с предварительно оцифрованными по меткам точного времени и сохраненными на носитель сигналами. Современные технические средства позволили создать систему [[Радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами|РСДБ]], которая включает в себя телескопы расположенные на разных материках и разнесенные на несколько тысяч километров.

== Первые радиотелескопы ==
{{Основная статья|История радиоастрономии}}

=== Начало — Карл Янский ===
[[Файл:Janksy Karl radio telescope.jpg|справа|мини|Копия радиотелескопа [[Янский, Карл|Янского]]]]
История радиотелескопов берёт своё начало в [[1931 год в науке|1931 году]], с [[эксперимент]]ов [[Янский, Карл|Карла Янского]] на [[полигон]]е [[фирма|фирмы]] [[Bell Labs|Bell Telephone Labs]]. Для исследования направления прихода грозовых помех он построил вертикально поляризованную однонаправленную антенну типа полотна Брюса. Размеры конструкции составляли 30,5 м в длину и 3,7 м в высоту. Работа велась на волне 14,6 м (20,5 МГц). Антенна была соединена с чувствительным приёмником, на выходе которого стоял самописец с большой постоянной времени<ref name="Kraus_1973">{{книга |автор=Джон Д. Краус. |заглавие=Радиоастрономия |место=М. |издательство=Советское радио |год=1973}}</ref>.
[[Файл:KarlJansky MilkyWay.jpg|слева|мини|Запись излучений, полученная Янским 24 февраля 1932 года. <small>Максимумы (стрелки) повторяются через 20 мин. — период полного оборота антенны.</small>]]
В декабре [[1932 год в науке|1932 году]] Янский уже сообщал о первых результатах, полученных на своей установке<ref>{{статья |автор=Jansky K.G. |заглавие=Directional Studies of Atmospherics at Hight Frequencies |издательство=Proc. IRE |год=1932 |том=20 |страницы=1920—1932}}</ref>. В статье сообщалось об обнаружении ''«… постоянного шипения неизвестного происхождения»'', которое ''«… трудно отличить от шипения, вызываемого шумами самой аппаратуры. Направление прихода шипящих помех меняется постепенно в течение дня, делая полный оборот за 24 часа»''. В двух своих следующих работах, в октябре 1933 года и октябре 1935 года, постепенно пришёл к заключению, что источником его новых помех является центральная область нашей галактики<ref>{{статья |автор=Jansky K.G. |заглавие=Electrical disturbances apparently of extraterrestrial origin |издательство=Proc. IRE |год=1933 |том=21 |страницы=1387—1398}}</ref>, причём наибольший отклик получается, когда антенна направлена на центр Млечного Пути<ref>{{статья |автор=Jansky K.G. |заглавие=A note on the source of interstellar interference |издательство=Proc. IRE |год=1935 |том=23 |страницы=1158—1163}}</ref>.

Янский сознавал, что прогресс в радиоастрономии потребует антенн больших размеров с более острыми диаграммами, которые должны быть легко ориентируемы в различных направлениях. Он сам предложил конструкцию параболической антенны с зеркалом 30,5 м в диаметре для работы на метровых волнах. Однако его предложение не получило поддержки в США<ref name="Kraus_1973" />.

=== Второе рождение — Гроут Ребер ===
[[Файл:Grote Antenna Wheaton.gif|мини|справа|Меридианный радиотелескоп [[Ребер, Гроут|Гроута Ребера]] ]]
В [[1937 год в науке|1937 году]] [[Ребер, Гроут|Гроут Ребер]], радиоинженер из Уэтона ([[США]], [[Иллинойс (штат)|штат Иллинойс]]), заинтересовался работой Янского и сконструировал на заднем дворе дома своих родителей [[Антенна|антенну]] с [[Парабола|параболическим]] [[Рефлектор (зеркало)|рефлектором]] [[диаметр]]ом 9,5 м. Эта антенна имела [[меридиан]]ную монтировку, то есть была управляема лишь по [[Угол места|углу места]], а изменение положения лепестка [[Диаграмма направленности|диаграммы]] по [[Прямое восхождение|прямому восхождению]] достигалось за счёт [[Суточное вращение Земли|вращения Земли]]. [[Антенна Ребера]] была меньше, чем у Янского, но работала на более коротких волнах, и её [[диаграмма направленности]] была значительно острее. У антенны Ребера [[диаграмма направленности|луч]] имел коническую форму с шириной 12° по уровню половинной мощности, в то время как у [[диаграмма направленности|луча]] антенны Янского была веерообразная форма шириной 30° по уровню половинной мощности в наиболее узком сечении<ref name="Kraus_1973" />.

Весной [[1939 год в науке|1939 года]] Ребер обнаружил на волне 1,87 м (160 МГц) излучение с заметной концентрацией в плоскости [[Млечный Путь|Галактики]] и опубликовал некоторые результаты<ref name='Reber-4006'>{{статья |автор=Reber G. |заглавие=Cosmic Static |издательство=Astrophys. J. |год=June, 1940 |том=91 |страницы=621—624}}</ref><ref name='Reber-4002'>{{статья |автор=Reber G. |заглавие=Cosmic Static |издательство=Proc. IRE |год=February, 1940 |том=28 |страницы=68—70}}</ref>.

[[Файл:Reber.ever first radiomap 1944.png|мини|слева|Радиокарта небосвода, полученная [[Ребер, Гроут|Гроутом Ребером]] в 1944 году<ref name="Reber-44" />]]

Совершенствуя свою аппаратуру<ref name='Reber-4208'>{{статья |автор=Reber G. |заглавие=Cosmic Static |издательство=Proc. IRE |год=August, 1942 |том=30 |страницы=367—378}}</ref>, Ребер предпринял систематический обзор неба и в 1944 году опубликовал первые радиокарты небосвода на волне 1,87 м<ref name="Reber-44">{{статья |автор=Reber G. |заглавие=Cosmic Static |издательство=Astrophys. J. |год=November, 1944 |том=100 |страницы=279—287}}</ref>. На картах отчётливо видны центральные области [[Млечный Путь|Млечного Пути]] и яркие радиоисточники в созвездии [[Стрелец (созвездие)|Стрельца]], [[Радиогалактика|Лебедь A]], [[Кассиопея A]], [[Большой Пёс (созвездие)|Большого Пса]] и [[Корма (созвездие)|Кормы]]. Карты [[Ребер, Гроут|Ребера]] достаточно хороши даже по сравнению с современными картами метровых длин волн<ref name="Kraus_1973" />.

После [[Вторая мировая война|Второй мировой войны]] были сделаны существенные технологические улучшения в области [[Радиоастрономия|радиоастрономии]] учёными в [[Европа|Европе]], [[Австралия (государство)|Австралии]] и [[США]]. Таким образом начался расцвет [[Радиоастрономия|радиоастрономии]], который привёл к освоению миллиметровых и субмиллиметровых длин волн, позволяющих достичь значительно больших разрешений.

== Классификация радиотелескопов ==
Широкий [[Радиоизлучение|диапазон длин волн]], разнообразие объектов исследований в [[Радиоастрономия|радиоастрономии]], быстрые темпы развития [[Радиофизика|радиофизики]] и радиотелескопостроения, большое число независимых коллективов радиоастрономов привели к большому разнообразию типов радиотелескопов. Наиболее естественно классифицировать радиотелескопы по характеру заполнения их апертуры и по методам фазирования СВЧ-поля ([[Рефлектор (зеркало)|рефлекторы]], рефракторы, независимая запись полей)<ref name="Esepkina1973">{{книга
|автор = Н. А. Есепкина, Д. В. Корольков, Ю. Н. Парийский.
|заглавие = Радиотелескопы и радиометры
|место = М.
|издательство = Наука
|год = 1973
}}
</ref>.

=== Антенны с заполненной апертурой ===
Антенны этого типа ''(см. [[Зеркальная антенна]])'' похожи на [[Рефлектор (телескоп)|зеркала оптических телескопов]] и являются наиболее простыми и привычными в использовании. Антенны с заполненной апертурой просто собирают сигнал от наблюдаемого объекта и фокусируют его на приёмнике. Записанный сигнал уже несет в себе научную информацию и не нуждается в [[Апертурный синтез|синтезе]]. Недостатком таких антенн является низкая разрешающая способность. Антенны с заполненной апертурой можно разделить на несколько классов по форме их поверхности и методу монтирования.

==== Параболоиды вращения ====
Практически все антенны такого типа устанавливаются на [[Альт-азимутальная монтировка|Альт-азимутальных монтировках]] и являются полноповоротным. Главным их преимуществом является то, что такие радиотелескопы могут, как и оптические, наводиться на объект и вести его. Таким образом, наблюдения могут проводиться в любое время, пока исследуемый объект находится над горизонтом. Типичные представители: [[Радиотелескоп Грин-Бэнк]], [[РТ-70]], [[Калязинская радиоастрономическая обсерватория|калязинский радиотелескоп]].

==== Параболические цилиндры ====
Строительство полноповоротных антенн сопряжено с определёнными трудностями, связанными с огромной массой таких конструкций. Поэтому строят неподвижные и полуподвижные системы. Стоимость и сложность таких телескопов растет гораздо медленнее с их ростом размеров. [[Параболический цилиндр]] собирает лучи не в точке, а на прямой, параллельной его образующей (фокальная линия). Из-за этого телескопы данного типа имеют несимметричную [[диаграмма направленности|диаграмму направленности]] и различное разрешение по разным осям. Ещё одним недостатком таких телескопов является то, что ввиду ограниченной подвижности для наблюдения им доступна только часть неба. Представители: радиотелескоп Иллинойсского университета<ref name="Illinois">{{Cite web |url=http://www.ece.illinois.edu/about/history/reminiscence/400ft.html |title=Радиотелескоп Иллинойсского университета. |access-date=2010-12-14 |archive-date=2010-10-17 |archive-url=https://web.archive.org/web/20101017052243/http://www.ece.illinois.edu/about/history/reminiscence/400ft.html |deadlink=no }}</ref>,
индийский телескоп в Ути<ref name="Ooty">{{Cite web |url=http://rac.ncra.tifr.res.in/ort.html |title=Телескоп в Ути |access-date=2010-12-14 |archive-date=2010-05-09 |archive-url=https://web.archive.org/web/20100509192809/http://rac.ncra.tifr.res.in/ort.html |deadlink=no }}</ref>.
[[Файл:NRT Concept.svg|thumb|Ход лучей в телескопе Нансэ]]

==== Антенны с плоскими отражателями ====
Для работы на параболическом цилиндре требуется, чтобы на фокальной линии было размещено несколько детекторов, сигнал с которых складывается с учётом фаз. На коротких волнах это сделать непросто из-за больших потерь в линиях связи. Антенны с плоским отражателем позволяют обойтись лишь одним приёмником. Такие антенны состоят из двух частей: подвижного плоского зеркала и неподвижного параболоида. Подвижное зеркало «наводится» на объект и отражает лучи на параболоид. Параболоид концентрирует лучи в точке фокуса, где располагается приёмник. Такому телескопу доступна только часть неба для наблюдений. Представители:
радиотелескоп Крауса<ref name="SETI_gind">{{Cite web |url=http://lnfm1.sai.msu.ru/SETI/koi/articles/lmg%20seti%20poisk/1.9.htm |title=Л. М. Гиндилис «SETI: Поиск Внеземного Разума» |access-date=2010-12-14 |archive-date=2013-12-02 |archive-url=https://web.archive.org/web/20131202221227/http://lnfm1.sai.msu.ru/SETI/koi/articles/lmg%20seti%20poisk/1.9.htm |deadlink=no }}</ref>, Большой радиотелескоп в Нансэ<ref name="SETI_gind" />.

==== Земляные чаши ====
Стремление удешевить конструкцию привело астрономов к мысли об использовании природного рельефа в качестве зеркала телескопа. Представителем этого типа стал 304-метровый [[Обсерватория Аресибо|радиотелескоп Аресибо]]. Он расположен в [[карст]]овой воронке, дно которой вымощено алюминиевыми листами в форме сфероида. приёмник на специальных опорах подвешивается над зеркалом. Недостатком данного инструмента является то, что ему доступна область неба в пределах 20° от зенита.

==== Антенные решётки (синфазные антенны) ====
{{main|Фазированная антенная решетка}}
Такой телескоп состоит из множества элементарных облучателей (диполей или спиралей) расположенных на расстоянии меньшем, чем длина волны. Благодаря точному управлению фазой каждого элемента, удается добиться высокой разрешающей способности и эффективной площади. Недостатком таких антенн является то, что они изготавливаются под строго определённую длину волны. Представители: [[Пущинская радиоастрономическая обсерватория|радиотелескоп БСА в Пущино]].

=== Антенны с незаполненной апертурой ===
Наиболее важными для целей астрономии являются две характеристики радиотелескопов: разрешающая способность и чувствительность. При этом чувствительность пропорциональна площади антенны, а разрешение — максимальному размеру. Таким образом, самые распространенные круглые антенны дают наихудшее разрешение при той же эффективной площади. Поэтому в радиоастрономии появились телескопы с малой площадью, но большой разрешающей способностью. Такие антенны получили название ''антенн с незаполненной апертурой'', так как они имеют «дыры» в апертуре, превосходящие длину волны. Чтобы получить изображение с таких антенн, наблюдения нужно проводить в режиме [[Апертурный синтез|синтеза апертур]]. Для апертурного синтеза достаточно двух синхронно работающих антенн, расположенных на некотором расстоянии, которое называют ''базой''. Чтобы восстановить изображение источника, нужно промерить сигнал на всех возможных базах с некоторым шагом вплоть до максимальной<ref name="Esepkina1973" />.

Если антенны всего две, то придется проводить наблюдение, затем менять базу, проводить наблюдение в следующей точке, опять менять базу и так далее. Такой синтез называется ''последовательным''. По такому принципу работает классический [[радиоинтерферометр]]. Недостаток последовательного синтеза состоит в том, что он требует много времени и не может выявить переменность радиоисточников на коротких временах. Поэтому чаще применяется ''параллельный синтез''. В нём участвует сразу много антенн (приёмников), которые одновременно проводят измерения для всех нужных баз. Представители: «Северный крест» в Италии, [[Пущинская радиоастрономическая обсерватория|радиотелескоп ДКР-1000 в Пущино]].

Крупные массивы типа [[Very Large Array (радиотелескоп)|VLA]] часто относят к последовательному синтезу. Однако, ввиду большого количества антенн, практически все базы уже представлены, и дополнительных перестановок обычно не требуется.

{|
 |colspan="7" align="center" bgcolor="Silver" |<small>'''Радиотелескопы'''</small>
 |-
 |colspan="2" align="center" bgcolor="IndianRed" |<small>'''антенны с заполненной апертурой'''</small>
 |colspan="5" align="center" bgcolor="LimeGreen" |<small>'''антенны с незаполненной апертурой'''</small>
 |-
 |colspan="2" align="center" bgcolor="LightCoral" |<small>параллельный синтез</small>
 |colspan="2" align="center" bgcolor="MediumSeaGreen" |<small>параллельный синтез</small>
 |colspan="2" align="center" bgcolor="LightSeaGreen" |<small>последовательный синтез</small>
 |align="center" bgcolor="RoyalBlue" |<small>системы с независимой<br>записью сигналов</small>
 |-
 |align="center" bgcolor="Pink" |<small>рефлекторы</small>
 |align="center" bgcolor="Pink" |<small>рефракторы</small>
 |align="center" bgcolor="DarkSeaGreen" |<small>рефлекторы</small>
 |align="center" bgcolor="DarkSeaGreen" |<small>рефракторы</small>
 |align="center" bgcolor="MediumTurquoise" |<small>рефлекторы</small>
 |align="center" bgcolor="MediumTurquoise" |<small>рефракторы</small>
 |-
 |bgcolor="PeachPuff" width="100" |<small>- параболоиды вращ.<br>- сферические чаши<br>- антенна Огайо<br>- антенна Нансе</small>
 |bgcolor="PeachPuff" width="100" |<small>- синфазные полотна<br>- цилиндры</small>
 |bgcolor="PaleGreen" width="100" |<small>- ант. «Клевер. лист»<br>- антенна Хорнера<br>- АПП набл. в зен.</small>
 |bgcolor="PaleGreen" width="100" |<small>- решётки<br>- кресты<br>- кольц.ант. в Кулгуре</small>
 |bgcolor="PowderBlue" width="100" |<small>- АПП<br>- перископический интерферометр</small>
 |bgcolor="PowderBlue" width="100" |<small>- двухэлем. интерферометр<br>- суперсинтез Райла<br>- [[VLA|система VLA]]</small>
 |}

== Список крупнейших радиотелескопов ==
{| align="center" class="standard sortable"
|+
! class="unsortable" |Расположение
! class="unsortable" |Тип антенны
! | Размер
! class="unsortable" |Минимальная рабочая длина волны
! | Год открытия
|-----
| {{RUS}}, [[Зеленчукская]], [[РАТАН-600]]
| Кольцо параболического рефлектора, 20 400 м²
| data-sort-value="576" | 576 м
| 8 мм — 50 см
| [[1974 год в науке|1974]]
|-----
| {{CHN}}, [[FAST (радиотелескоп)|FAST]]
| Неподвижный сферический рефлектор с подвижным облучателем
| data-sort-value="500" | 500 м
| 3 см — 1 м
| [[2016 год в науке|2016]]
|-----
| {{PRI}}/{{USA}}, [[Аресибо (обсерватория)|Аресибо]]
| Неподвижный сферический рефлектор с подвижным облучателем
| data-sort-value="305" | 305 м
| 3 см — 1 м
| [[1963 год в науке|1963]]
|-----
| {{USA}}, [[Грин-Бэнк (радиотелескоп)|Грин Бэнк]]
| Параболический сегмент с активной поверхностью
| data-sort-value="110" | 110 × 100 м
| 6 мм
| [[2000 год в науке|2000]]
|-----
| {{GER}}, [[Эффельсбергский радиотелескоп|Эффельсберг]]
| Параболический рефлектор с активной поверхностью
| data-sort-value="100" | 100 м
| 4,5 мм — 74 см
| [[1972 год в науке|1972]]
|-----
| {{UK}}, [[Лавелл (радиотелескоп)|Чешир]]
| Параболический рефлектор с активной поверхностью
| data-sort-value="76" | 76 м
| от 6 см
| [[1957 год в науке|1957]]
|-----
| {{RUS}}, [[Евпатория]], [[40-й Отдельный командно-измерительный комплекс]], [[РТ-70]]
| Параболический рефлектор с активной поверхностью
| data-sort-value="70" | 70 м
| 6 см — приемник и 39 см — передатчик
| [[1978 год в науке|1978]]
|-----
| {{RUS}}, [[Уссурийск]], [[Восточный центр дальней космической связи]], [[РТ-70]]
| Параболический рефлектор с активной поверхностью
| data-sort-value="70" | 70 м
| 6 см — приемник и 39 см — передатчик
| [[1978 год в науке|1978]]
|-----
| {{USA}}, [[Голдстоун (обсерватория)|Мохава]]
| Параболический рефлектор с активной поверхностью
| data-sort-value="70" | 70 м
| 6 см
| [[1958 год в науке|1958]]
|----
| {{AUS}}, [[Канберра]], [[Комплекс дальней космической связи в Канберре]]
| Параболический рефлектор с активной поверхностью
| data-sort-value="70" | 70 м
| 6 см
| [[1965 год в науке|1965]]
|-----
| {{RUS}}, [[Калязинская радиоастрономическая обсерватория]]
| Параболический рефлектор
| data-sort-value="64" | 64 м
| 1 см
| [[1992 год в науке|1992]]
|-----
| {{RUS}}, [[Центр космической связи «Медвежьи озёра»|Медвежьи Озёра]]
| Параболический рефлектор
| data-sort-value="64" | 64 м
| 1 см
| [[1958 год в науке|1958]]
|-----
| {{AUS}}, [[радиотелескоп в Парксе|Паркс]]
| Параболический рефлектор
| data-sort-value="64" | 64 м
| 6 см
| [[1963 год в науке|1963]]
|-----
| {{JPN}}, [[Нобеямская радиообсерватория]]
| Параболический рефлектор
| data-sort-value="45" | 45 м
| 1 мм
| [[1969 год в науке|1969]]
|-----
| {{RUS}}, [[Бадары (урочище)|Бадары]], [[Сибирский солнечный радиотелескоп]]
| Массив антенн 128 × 128 элементов (крестообразный радиоинтерферометр)
| data-sort-value="622" | 622 × 622 м
| 5,2 см
| [[1984 год в науке|1984]]
|-----
| {{FRA}}, [[Нанси]]
| Двухзеркальный
| data-sort-value="300" | 2 × 40 × 300 м
| 11 см
| [[1965 год в науке|1965]]
|-----
| {{IND}}, [[Ути]]
| Параболический цилиндр
| data-sort-value="500" | 500 × 30 м
| 91 см
| [[1970 год в науке|1970]]
|-----
| {{ITA}}, [[Медичина (радиообсерватория)|Медичина]], «Северный крест»
| «Т» из двух параболических цилиндров
| data-sort-value="500" | 2 × 500 × 30 м
| 70 см
| [[1965 год в науке|1965]]
|-----
| {{UKR}}, [[Харьковская область|Харьков]], [[УТР-2]]
| «Т»,С—Ю × З—В
| data-sort-value="1860" | 1860 × 900 м
| дм (8-33 МГц)
| [[1972 год в науке|1972]]
|+
|}

== См. также ==
* [[Радиолокационная астрономия]]
* [[Список радиотелескопов]]
* [[Список астрономических инструментов]]
* [[Астрономический радиоисточник]]

== Примечания ==
{{примечания}}

== Литература ==
* {{книга
|автор= Есепкина Н. А., Корольков Д. В.
|заглавие= Радиотелескопы и радиометры
|ссылка =
| ответственный =
|место=М.
|издательство=Наука
|год=1973
|страниц=417
|isbn=
}}
* {{публикация|книга|часть=Радиотелескоп|часть ответственный=Курильчик В. Н.|заглавие=Физика космоса: Маленькая энциклопедия|год=1986|ответственный=Редкол.: [[Сюняев, Рашид Алиевич|Р. А. Сюняев]] (гл. ред.) и др.|издание=2-е изд|место=М.|издательство=[[Советская энциклопедия (издательство)|Советская энциклопедия]]|тираж=70000|страницы=560—564|страниц=783|ссылка=http://www.astronet.ru/db/FK86/|ссылка часть=http://www.astronet.ru/db/msg/1188609|ref=Курильчик}}

== Ссылки ==
{{Навигация}}
* [https://web.archive.org/web/20090101112827/http://science.compulenta.ru/392769/ Китай приступил к строительству крупнейшего в мире радиотелескопа]
* [http://galspace.spb.ru/indvop.file/20.html Радиотелескопы и их характеристики, принцип действия радиоинтерферометров]
* Журнал Миранда, Астронет — [http://www.astronet.ru/db/msg/1197384 «В гостях у телескопа имени Джеймса Кларка Максвелла»]
* {{статья | автор= А. Левин. | заглавие= Слушая Вселенную | оригинал= | ссылка= http://elementy.ru/lib/430865 | автор издания= | издание= [[Популярная механика]] | тип= | место= | издательство= | год=2009 |выпуск=8 |том= |номер= | страницы= | isbn=}}

{{Внешние ссылки}}
{{Радиоастрономия}}
{{Телескопы}}

[[Категория:Радиотелескопы| ]]