Lidé od nepaměti studovali vesmír a objekty v něm obsažené pomocí viditelného světla. V průběhu 19. století se však zjistilo, že viditelné světlo je jen jednou ze součástí elektromagnetického spektra. Jednotlivé dnes známe složky byly objeveny do počátku 20. století. Rádiové záření fyzikové objevili koncem 19. století a jen velmi krátce na to se objevily názory, že by mohly tento typ záření generovat i astronomické objekty. Pravý původ radioastronomie však musíme hledat až ve 30. letech minulého století. Od té doby se tento obor stal základním nástrojem astronomů. Proto je myslím zcela na místě dnes pohovořit o radioastronomii poněkud podrobněji. A pokud si myslíte, že tento obor jako jediný nemá zastoupení v kosmickém výzkumu, v tomto textu si ukážeme, že to není tak docela pravda.

Elektromagnetické spektrum

Ze čtyř základních fyzikálních sil je elektromagnetická, společně s tou gravitační, rozhodně v té známější polovině. Elektromagnetické jevy se vyskytují všude kolem nás a díky elektromagnetismu funguje celá řada soudobých aplikací na nichž stojí moderní civilizace. Elektromagnetická interakce se šíří díky elektromagnetickým vlnám, přičemž výměnnou (intermediální) částicí interakce je foton. Připomeňme, že šíření elektromagnetismu můžeme chápat jak jako vlny, tak jako částice, toto není v rozporu, neboť už sto let známe vlnově částicový dualismus. Nyní však budeme hovořit o elektromagnetických vlnách.

Tyto vlny pochopitelně nejsou všechny stejné, ale mohou vypadat dosti odlišně. Konkrétně rozeznáváme celé spektrum elektromagnetického záření, kde tyto vlny dělíme podle vlnové délky a příslušné frekvence do několika základních kategorií. Jen velmi úzký výsek o vlnových délkách 380 – 750 nanometrů znali lidé odedávna, protože tyto vlnové délky má viditelné světlo, které jsme schopni vnímat zrakem. Určitou zkušenost máme i se sousedními obory, to je s ultrafialovým a infračerveným. Účinek ultrafialového záření si můžete sami na sobě snadno vyzkoušet, stačí se jít opalovat a nepoužít předtím opalovací krém. Infračervené záření zase můžeme pociťovat jako tepelné záření na kůži.

Postupem času se zjistilo, že dále od ultrafialového záření existuje ještě záření rentgenové, které se hojně a s úspěchem využívá v lékařství a záření gama. Oba tyto obory mají velké zastoupení v kosmonautice, na oběžné dráze se pohybuje řada sond pracujících právě v této části spektra. Naopak za infračerveným zářením existují ještě mikrovlny a rádiové vlny. Mikrovlny známe pochopitelně z našich mikrovlnných trub, jimiž si ohříváme pokrmy, ale fanoušci kosmonautiky znají tuto oblast také jako obor v němž se pozoruje reliktní záření, které nám zde zůstalo z konce Velkého třesku. Zbývá nám tedy už jen rádiové záření, jemuž se budeme věnovat ve zbytku článku.

Objev rádiového záření

Skutečnost, že světlo je vlastně součástí širšího spektra elektromagnetických vln si jako první uvědomil velký skotský fyzik James Clerk Maxwell v 60. letech 19. století. Tento fyzik sjednotil elektřinu a magnetismus, dříve chápané jako nezávislé jevy, do jednotné teorie a předpověděl, že se světlo skládá z elektromagnetických vln velmi krátké vlnové délky, jež se šíří rychlostí světla, maximální možnou rychlostí šíření signálů v našem kosmu.

Správnost Maxwellova tvrzení dokázal v roce 1887 německý fyzik Heinrich Hertz, který ve své laboratoři úspěšně vytvořil rádiové vlny a prokázal, že mají stejné vlastnosti jako světlo. Hertz byl schopen na rádiových vlnách demonstrovat lom, difrakci či polarizaci. Nebýt jeho předčasné smrti, byl by Hertz velkým kandidátem na jednu z prvních Nobelových cen, možná tu vůbec první. Protože ale Hertz zesnul v roce 1894 ve věku pouhých 36 let, obdržel první Nobelovu cenu Wilhelm Conrad Röntgen za objev a výzkum jiné části elektromagnetického spektra. Mimochodem, povšimněte si, že od předpovědi elektromagnetických vln do jejich objevu uplynulo jen nějakých 20 let, u gravitačních vln to trvalo celé století.

Velké množství fyziků a inženýrů začalo Hertzovy objevy brzy zkoumat a rozvíjet, protože se ukázalo, že by se rádiové vlny daly využít k rychlému šíření informací. Průkopníkem byl například italský vědec Guglielmo Marconi, známý českým divákům z filmu Jára Cimrman ležící, spící, kde mu Cimrman po přetrhání drátů radí, aby to zkusil bez drátů. Marconi to skutečně zkusil a v letech 1894 a 1895 vyvinul první prakticky použitelné rádiové vysílače a přijímače. Nebyl ale pochopitelně průkopníkem jediným. Za rozvoj bezdrátové telegrafie získal společně s Marconim Nobelovu cenu pro rok 1909 ještě německý fyzik Karl Ferdinand Braun.

Klíčových postav počátku využití rádiového záření bylo ale ještě více. Patřil mezi ně například chorvatsko-srbský vynálezce Nikola Tesla, velmi oblíbený u zastánců konspiračních nesmyslů a bludů. Vzhledem k tomu, že Spojené království tehdy bylo technologicky a ekonomicky nejvyspělejší zemí světa, není divu, že právě Britové se na této oblasti také podíleli. Britský fyzik a matematik Oliver Heaviside přeformuloval Maxwellovy rovnice do dnes užívané podoby a je také autorem telegrafních rovnic. Jiný britský fyzik Oliver Lodge zase nezávisle na Hertzovi o něco později potvrdil existenci elektromagnetických vln a vytvořil také jedny z prvních detektorů rádiových vln.

Počátek radioastronomie

Už po krátce po Maxwellově teoretické práce a Hertzově objevu elektromagnetických vln napadlo několik fyziků, že by mohly rádiové záření vydávat i nebeské objekty. První pokus o detekci tohoto záření z astronomického zdroje se tak datuje ještě do 19. století. Němci Julius Scheiner a Johannes Wilsing a Angličan Oliver Lodge se v letech 1896 a 1897 pokusili naměřit rádiové záření z našeho Slunce. Avšak nebyli úspěšní, a to zejména kvůli značné nedokonalosti tehdejší techniky. V roce 1902 navíc byla definitivně potvrzena existence ionosféry. Možná vám tento pojem a jeho objev nic neříká, ale pro rozvoj právě se rodící radioastronomie znamenal hotovou katastrofu.

Ionosféra je ionizovaná část zemské atmosféry, která zasahuje do mezosféry a termosféry, což jsou dvě atmosférické vrstvy. Je složena z neutrálních plynů, iontů a elektronů, přičemž přesná chemická skladba se dle příslušné vrstvy liší. Existenci podobné vrstvy navrhl už roku 1839 německý matematik Carl F. Gauss. V roce 1901 ji k přenosu rádiového signálu použil již zmíněný Marconi. Ionosféra totiž významně ovlivňuje šíření elektromagnetického signálu, některé vlnové délky odráží zpět do vesmíru, popřípadě při vyslání z povrchu Země je odráží zpět na povrch, takže ji lze využít ke komunikaci. Vrstvu, která rádiové záření skutečně odráží přesně fyzikálně popsali o rok později Angličan Oliver Heaviside a Američan Arthur Kennelly, tato vrstva dnes nese jejich jméno.

Z důvodu těchto skutečností se astronomové domnívali, že detekovat rádiové záření z povrchu Země nebude možné a jakékoliv pátrání tedy ustalo. Jak už to tak tedy bývá, první objev astronomického zdroje rádiového záření byl zcela náhodný. Na počátku 30. let minulého století jej provedl fyzik a radioinženýr Karl Jansky, pracovník Bellových telefonních laboratoří. Mimochodem, pokud se vám zdá jeho jméno podezřele české, máte pravdu. Janskeho dědeček emigroval do USA z Českých zemí. Jansky měl od svého zaměstnavatele za úkol prozkoumat statickou elektřinu, která by mohla rušit krátkovlnné transatlantické přenosy. K dispozici měl velkou otočnou směrovou anténu s jejíž pomocí zjistil, že detekuje periodicky se opakující signál.

Protože měl tento signál periodu 24 hodin, domníval se nejprve, že pozoruje rádiové emise ze Slunce. Podrobnější analýza však ukázala, že signál má ve skutečnosti periodu 23 hodin a 56 minut. Jansky si nevěděl rady a tak přizval svého přítele astrofyzika Alberta Skeletta, jenž poukázal na to, že tento čas ukazuje na tzv. hvězdný den, tedy čas za který se Země otočí kolem své osy vůči svému pozadí (hvězdy a objekty vzdáleného vesmíru). Liší se od dne slunečního, který reprezentuje dobu rotace Země vůči Slunci. Rozdíl je dál tím, že Země v průběhu své rotace ještě obíhá kolem Slunce, tedy na konci otočky není Slunce ve stejném místě oblohy jako na začátku a proto, aby byla planeta natočena vůči Slunci stejně, potřebuje ještě čas navíc.

Když Jansky porovnal rádiový signál se signálem optickým, zjistil, že detekuje nejsilnější záření ve chvíli, kdy míří do nejhustější části Mléčné dráhy, která se nachází v souhvězdí Střelce. Jansky oznámil objev v roce 1933 ve Washingtonu D. C. a v říjnu téhož roku publikoval odbornou práci. Domníval se, že tyto silné rádiové emise jsou způsobeny mezihvězdným plynem a prachem přítomným v Galaxii. Později byl zdroj označen jako Sagittarius A. Dnes máme za to, že emise způsobují elektrony v silném magnetickém poli, zejména ionty obíhající kolem supermasivní černé díry ve středu Mléčné dráhy, kterou označujeme jako Sagittarius A*. To Jansky pochopitelně tušit nemohl, ale původ signálu v nabitých částicích odhadl správně.

Jansky chtěl ve svém výzkumu pokračovat a prozkoumat signál z Mléčné dráhy podrobněji, ale bohužel jej Bellovy laboratoře přeřadily na jinou práci a on se už rádiové astronomii dále nevěnoval. Přestože se jeho objev dostal až na titulní stranu New York Times, na nějaký čas upadl téměř do zapomnění. To bylo dáno jednak Janskeho absencí formálního astronomického vzdělání a tedy jeho neschopností objev dostatečně propagovat, především však tím, že tehdy v USA vrcholila velká hospodářská krize a výzkumné instituce se bály investovat omezené prostředky do riskantních projektů.

Sám Jansky se bohužel většího uznání nedožil, zemřel v únoru 1950 ve věku pouhých 44 let kvůli závažné srdeční nemoci. Ocenění se tak dočkal až posmrtně, když po něm byla pojmenována jednotka spektrální intenzity záření používaná nejvíce právě v radioastronomii. Kupříkladu záření z první známé černé díry Cygnus X-1 má hodnotu 2 300 Jansky (Jy). Jmenuje se po něm také planetka, měsíční kráter či soustava radioteleskopů. Vzhledem k tomu, že Jansky založil nový astronomický obor, dost možná by získal Nobelovu cenu, kdyby byl ještě naživu, ale o tom pochopitelně můžeme dnes jen spekulovat.

Janského pokračovatelé

Ve Spojených státech se o Janskeho výsledcích naštěstí dozvěděl Grote Reber, který si v roce 1937 na svém pozemku v Illinois postavil sám radioteleskop, a provedl první velký průzkum oblohy v rádiové oblasti. Jeho teleskop byl podstatně vyspělejší než jaký měl k dispozici Jansky, jednalo se o devítimetrovou parabolickou anténu, první svého druhu. V roce 1938 detekoval první rádiové záření z kosmu a potvrdil tak Janskeho objev. Od roku 1940 pracoval na první rádiové mapě oblohy, během této činnosti odhalil řadu významných zdrojů, například Cygnus A nebo Cassiopeia A. Téměř deset roků byl Reber jediným radioastronomem světa. Po skončení války, která přinesl velký pokrok v radarových technologií se přidali i další, ale právě Reber patřil mezi iniciátory tohoto rozvoje.

O Janskeho práci věděl i další průkopník radioastronomie John Kraus, jenž v oblasti rádiových technologií držel celou řadu patentů. Před válkou se věnoval především fyzice urychlovačů částic, za války však pracoval v oblasti rádiového záření, kde velmi pomohl vylepšit celou řadu technologií. Po roce 1945 se přesunul na Ohio State University, kde založil první rádiovou observatoř. V průběhu své práce katalogizovali s kolegy téměř 19 000 zdrojů rádiového záření, přičemž ve více než polovině šlo o dříve zcela neznámé objekty, z nichž jsme dosud neviděli ani elektromagnetické vlny v jiném oboru. Později Kraus sledoval první družici světa Sputnik, účastnil se projektu SETI a napsal proslulou učebnici radioastronomie.

První pozorování rádiového záření ze Slunce provedl v roce 1942 britský fyzik James Hey. Téhož roku nezávisle učinil stejné pozorování též Američan George Southwood. Oba však pracovali v rámci armádních projektů, takže jejich výsledky byly utajované. První publikovaný výsledek tak má na kontě výše zmíněný Grote Reber a pochází z roku 1944. Rádiové vlny ze slunce v téže době ale pozorovali i další, třeba E. Schott z Dánska nebo Britka Elizabeth Alexander, která ovšem pracovala na ostrově Norfolk v Tichém oceánu, který dnes patří Austrálii.

Právě Britové se pak velmi zasloužili o další rozvoj radioastronomie v 50. letech. Vůdčími postavami byli Antony Hewish a Martin Ryle z Cavendishovy laboratoře na univerzitě v Cambridge. Pod jejich vedením vznikly druhý a třetí Cambridgeský katalog rádiových zdrojů. Tyto zdroje se označují 2C nebo 3C s číslem příslušného objektu. Zmiňuji to zde proto, že si toto značení možná ještě vybavíte z článku o kvasarech. První dva známé kvasary spadají právě do třetího Cambridgeského katalogu pod kódy 3C 48 a 3C 273. Hewish a Ryle za svou práci obdrželi Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1974.

Limitace pozorování v rádiovém spektru

Nyní tedy už víme, že pozorovat rádiové zdroje nacházející se v kosmickém prostoru lze i ze zemského povrchu. Přesto je ale dobré si uvědomit, že se tato oblast nikterak neliší od jiných částí elektromagnetického spektra v tom, že i zde máme určité limitující faktory. Jak jsme uvedli výše, ne všechny vlnové délky rádiového záření mohou procházet atmosférou. Velmi dlouhé vlny, řádově od vlnové délky 30 metrů atmosféra velmi účinně blokuje a není možné je z povrchu Země pozorovat.

Navíc, rádiové vlny vyšších frekvencí interagují s vodní párou a astronomické observatoře mohou ovlivňovat i vysílače určené pro jiný než astronomický účel, jelikož způsobují tzv. vysokofrekvenční rušení. Z toho důvodu je tendence umisťovat rádiové observatoře na velmi specifická místa. Úplně ideální stav je, když je lokalit odlehlá, aby nedocházelo k vysokofrekvenčnímu rušení a současně umístěna v nějakém suchém a vysoko položeném místě, což minimalizuje obsah vodní páry v okolí přístroje. Optimální je tedy například Antarktida, která je odlehlá, suchá a má i velkou nadmořskou výšku, popřípadě různé vysokohorské pouště jako je Atacama v Chile nebo různé lokality v Čině či v určitých částech USA.

Radioteleskopy

Jak ale taková typická rádiová observatoř vypadá? Základním pozorovacím nástrojem jsou tzv. radioteleskopy, které zde většině čtenářů asi nemusíme dlouze představovat, protože je už téměř jistě někdy v životě viděli. Jde o speciální zařízení schopné přijímat rádiové vlny, podobně jako dalekohledy přijímají vlny optické. Na rozdíl od dalekohledů však mohou radioteleskopy pracovat ve dne i v noci. Radioteleskopy mohou mít, vzhledem k značnému rozsahu vlnových délek a frekvencí v rádiovém oboru, celou řadu různých podob a velikostí, od směrových antén až po ikonické parabolické antény, jakou poprvé zkonstruoval Grote Reber. Tyto přístroje mohou být umístěny samostatně, ale též ve větších skupinách v tzv. polích.

Pro nejdelší ze Země detekovatelné vlny o vlnové délce v řádu 3 – 30 metrů se obvykle používají směrové antény podobné těm televizním, popřípadě stacionární detektory s pohyblivým ohniskem. S ohledem na velkou vlnovou délku zkoumaných vln mohou být detekční plochy klidně vyrobeny z drátěného pletiva s otvory. U kratších vlnových délek než 3 metry převládají typické parabolické antény, jejichž velikost se liší dle určení. Pro vlnové délky 3 metry až 30 centimetrů se obvykle užívají antény o průměru nejméně 80 metrů, často i více, pro vlnové délky menší než 30 centimetrů stačí talíře velké 3 – 80 metrů.

Možná jste se právě zarazili, když jste si přečetli, jak mohou být radioteleskopy velké. A četba jejich parametrů není nic ve srovnání s tím nějaký takový přístroj vidět ve skutečnosti (jde to i v Německu). Tyto obří rozměry jsou dány jednak tím, že rádiové záření disponuje jen poměrně malou energií, takže k jeho zachycení potřebujeme ideálně co největší sběrnou plochu, jednak tím, že vzhledem k velké vlnové délce rádiových vln musíme mít pro dobré prostorové rozlišení značný průměr teleskopu.

Mějme dalekohled o průměru jednoho metru, který pracuje ve viditelné oblasti (takový mají astronomové třeba na Kleti). Ten je 2 000 000 krát větší než vlnová délka jím pozorovaného záření. Radioteleskop (o stejném průměru antény) ale může pozorovat i vlnové délky jednoho metru a pak je v poměru k vlnové délce pozorovaného záření v poměru 1:1. Takže zatímco popsaný optický dalekohled má rozlišení 0,3 obloukové vteřiny, radioteleskop by mohl mít rozlišení třeba jen 30 obloukových minut (rozměr Měsíce v úplňku). Jistě uznáte sami, že tato situace není optimální a tedy je vhodné radioteleskopy zvětšit.

Největším radioteleskopem světa jakéhokoliv typu je RATAN-600 o efektivním průměru 576 metrů, který se nachází na jihu evropské části Ruska. Největší radioteleskop s plnou aperturou (plnou parabolou) je čínský FAST umístěný v krasové proláklině v provincii Guizhou. Jeho průměr je 500 metrů, ale je nepohyblivý. Díky změně tvaru paraboly a řiditelné plošině s přístroji umístěné v ohnisku ale může pozorovat oblast vzdálenou až 40 stupňů od zenitu. Podobně pracoval i 305 metrů velký, taktéž nepohyblivý, radioteleskop v Arecibu na Portoriku, který ovšem již nefunguje a od roku 2020 je dokonce zničený.

Největším zcela pohyblivým radioteleskopem světa je Green Bank ve státě Západní Virginia v USA, který disponuje parabolickou anténou o průměru 100 metrů. Stejný průměr, avšak o něco menší sběrnou plochu má teleskop Effelsberg v Německu. Oba by však měly být překonány radioteleskopem Qitai budovaným v provincii Xinjiang (Ujgursko) na severozápadě Číny. Ten by měl mít průměr 110 metrů a do provozu by se měl dostat v roce 2028. Dalším velkými pohyblivými radioteleskopy jsou třeba Jodrell Bank v Anglii s průměrem 76 metrů. Přes 70 metrů mají ještě teleskopy sítě Deep Space Network a to jak na straně USA, tak na straně SSSR, dnes Ruska, které se používají pro komunikaci s kosmickými sondami nebo dříve s posádkami misí Apollo.

Rádiová interference

Z počátku minulého století pochází astronomická metoda zvaná interferometrie. Její princip je prostý. Použijete signál z více teleskopů, který vzájemně zkombinujete. K čemu je to dobré? Můžete tak simulovat větší přístroj, který nemáte k dispozici, čímž lze dosáhnout podstatně lepšího rozlišení. Jak velkého, to záleží na tom, jak daleko od sebe a jak výkonné jsou použité přístroje. Metodu poprvé v praxi demonstrovali astronomové z observatoře Mount Wilson v Kalifornii v USA. Na tamním 2,5 metrů velkém Hookerově dalekohledu tímto způsobem pozorovali známou hvězdu Betelgeuse. I dnes se tato metoda v optické astronomii běžně používá a to třeba na Keckových dalekohledech na Havaji nebo u dalekohledů VLT na Evropské jižní observatoři v Chile.

Nás ale v tuto chvíli více zajímá to, že se v roce 1946 tento postup ukázal jako použitelný taktéž pro rádiovou astronomii. Podobně jako se mohou lišit co do podoby jednotlivé radioteleskopy, můžeme něco podobného pozorovat i u rádiových interferometrů. Může jít o pole parabolických antén (ALMA), jakož i o pole všesměrových antén (LOFAR). Dnes je již polí radioteleskopů po světě celá řada, představme si tedy alespoň ty nejvýznamnější.

Patrně nejznámějším polem radioteleskopů je Karl G. Jansky Very Large Array (VLA), známá díky komunikaci se sondami Voyager nebo z románu amerického astronoma Carla Sagana Kontakt (dle této předlohy byl natočen též film). VLA se skládá z 28 radioteleskopů umístěných v nadmořské výšce 2100 metrů v Novém Mexiku, každý z nich má průměr 25metrů. V základní konfiguraci zaujímají teleskopy podobu písmena Y, ale díky speciálním kolejnicím je lze přemisťovat dle aktuální potřeby. VLA může pozorovat rádiové vlny o vlnové délce 0,7 centimetrů až 4 metry. I přes modernizace VLA zastarává a v budoucnu by měla být nahrazena sítí 160 radioteleskopů umístěných po celém území USA nazvanou Next Generation Very Large Array.

Atacama Large Millimeter/submillimeter Array nacházející se v poušti Atacama v Chile v nadmořské výšce 5060 metrů je zřejmě nejznámější soustavou radioteleskopů na jižní polokouli. Observatoř zprovozněná v roce 2013 v regionu Antofagasta je s cenou 1,5 miliardy USD nejdražším provozovaným pozemním astronomickým přístrojem. Pracuje na vlnových délkách 0,32 až 8,6 milimetru. Skládá se z 66 antén, každá o průměru 12 metrů. 25 z nich poskytla Evropa, 25 USA a 16 Japonsko, Jižní Korea a Tchaj-wan. Kromě toho je k dispozici ještě dalších 12 antén o průměru sedmi metrů poskytnutých asijskými partnery. Ty fungují jako součást doplňující rozšiřující sítě Atacama Compact Array (ACA). S radioteleskopy lze manipulovat a přesouvat je na vzdálenost až 16 kilometrů.

V tuto chvíli se na jižní polokouli, konkrétně v Jihoafrické republice (JAR) a v Austrálii staví obří observatoř Square Kilometer Array (SKA) s plánovanou sběrnou plochou 1 km². Kromě JAR a Austrálie se projektu účastní také Kanada, Japosko, Jižní Korea, Indie, Čína a několik zemí západní, jižní a severní Evropy. V tuto chvíli je již dokončeno několik prototypů a zkušebních polí radioteleskopů. V JAR je to pole MeerKAT (v překladu surikata, podle národního parku v němž observatoř stojí), které se skládá z 64 radioteleskopů o průměru 13,5 metru. V Austrálii to pak jsou Murchison Widefield Array (MWA) složená z dipólových antén a Australian Square Kilometer Array Pathfinder (ASKAP), který disponuje 36 parabolickými anténami o průměru 12 metrů.

Technika VLBI

Rozvoj techniky radioteleskopů umožnil od 70. let minulého století využívat nový postup, techniku zvanou VLBI, což znamená Very Large Baseline Interferometry, tedy volně přeloženo interferometrie s velmi dlouhou základnou, byť se tento termín obvykle nepřekládá. Díky zlepšení zpracování přijímaných dat a lepší technice přijímačů můžeme úspěšně využívat tuto zajímavou techniku pro pozemské a dokonce i kosmické radioteleskopy. Základní vylepšení spočívá v tom, že radioteleskopy zapojené do konkrétního projektu VLBI spolu nemusí pracovat souběžně v jednu chvíli. Místo toho se k pozorování jednoho konkrétního přístroje přiřadí časové informace o pozorování z místních atomových hodin a data se uloží pro pozdější analýzu.

Ve vhodný okamžik jsou pak tyto uložené údaje využity a korelovány s data jiných radioteleskopů, čímž obdržíme celkový obraz. Díky tomu je možné simulovat anténu s efektivní velikostí celé Země. Při použití radioteleskopů na oběžné dráze by šlo dokonce nasimulovat ještě větší velikost. Pro využití metody VLBI potřebujete alespoň tři, ideálně však ještě více radioteleskopů. Pak můžete dosáhnout nebývalé přesnosti měření, úhlové rozlišení je zcela bezprecedentní a to i mezi ostatními obory elektromagnetického záření. Je tak možné velmi detailně pozorovat relativně blízké objekty a spatřit pak dokážeme i ty velmi vzdálené. VLBI se hodí i pro komunikaci s kosmickými sondami, posloužila třeba při misi Huygens na Titanu.

V současnosti funguje několik projektů využívajících tuto techniku pozorování. Very Long Baseline Array (VLBA) pracuje v Severní Americe, přesněji s radioteleskopy po celých USA, včetně Havaje a Amerických panenských ostrovů a také s jedním v Německu. Evropská VLBI Network (EVN) využívá teleskopy po celé Evropě, ale také zařízení v Rusku, Číně, JAR a USA. Kromě těchto dvou základních projektů existuje i nezávislá sít v Austrálii a na Novém Zélandu a čtvrtá východoasijská v Japonsku, Jižní Koreji a Číně. Obvykle pracují tyto sítě nezávisle, příležitostně se ale mohou spojit a pracovat dohromady, pak hovoříme o Global VLBI.

Typickým zástupcem globálních projektů je známý Event Horizon Telescope (EHT) kombinující data ze všech možných radioteleskopů od Antarktidy, přes Tichomoří a Evropu až po Jižní a Severní Ameriku. Tím, že této projekt pokrývá téměř celou Zemi mohl dosáhnout úžasného úhlového rozlišení, které dovolilo přímo vyfotografovat bezprostřední okolí supermasivní černé díry v obří eliptické galaxii M87 v kupě galaxií v Panně. Šlo o vůbec první snímek černé díry a jejího nejbližšího okolí, astronomové jej zveřejnili v roce 2019. O tři roky později následoval obrázek naší vlastní supermasivní černé díry Sagittarius A*. Následovalo pak též několik dalších zdrojů, které ovšem nebylo možné zobrazit tak detailně.

Astronomické zdroje rádiového záření

Díky radioastronomii jsme objevili celou řadu nových, dříve zcela neznámých astronomických objektů, které jiné než rádiové záření nevyzařují buď vůbec nebo jen velmi slabě. Radioastronomie nám bez nadsázky otevřela další velké okno do vesmíru, díky ní známe dokonce celé nové kategorie kosmických objektů, jde třeba typicky o pulsary, kvasary nebo rádiové galaxie. A i pokud jde o zdroje známe z jiných oborů elektromagnetického záření, i tam rádiová astronomie dobře poslouží, neboť může ukázat věci v jiných oblastech spektra neviditelné.

Rádiové vlny lze využít i ke zkoumání objektů v našem systému. Největším zdrojem těchto vln je Slunce, ale vyzařuje je i Jupiter nebo Jupiterův měsíc Ganymedes (největší měsíc Sluneční soustavy a jeden ze čtyř galileovských měsíců). Mimo náš systém, avšak stále uvnitř Mléčné dráhy můžeme v rádiových vlnách vidět střed naší Galaxie a oblast nacházející se blízko galaktického jádra, dále zbytky supernov a s tím související neutronové hvězdy a pulsary, jakož i hvězdotvorné oblasti. Mimo Mléčnou dráhu pak v rádiových vlnách lze spatřit rádiové galaxie, kvasary či kupy galaxií. Reliktní záření bylo poprvé také pozorovaná radioteleskopem, ale patří už do mikrovlnné oblasti.

A nakonec zde máme několik dosud docela záhadných či dokonce neobjevených, ale potenciálně možných zdrojů. Jen pár desetiletí známé tzv. rychlé rádiové záblesky, anglicky Fast Radio Bursts (FRB), jejichž původ je zatím zahalen rouškou tajemství. K FRB se určitě vrátíme v samostatném článku. V rádiové oblasti by mohly vyzařovat i primordiální černé díry vzniklé v období Velkého třesku. Tyto by měly mít poměrně nízkou hmotnost a právě nyní, či ve velmi blízké době (z astronomického pohledu) by se měly vypařovat Bekensteinovým – Hawkingovým zářením. Velmi málo víme také o krátkých rádiových záblescích za nimiž se mohou schovávat zajímavé a možná o dosud neznámé zdroje. A konečně, v rádiové oblasti by mohli vysílat i vyspělé mimozemské civilizace, existují-li nějaké.

Nejvýznamnější objevy a pozorování

Obor radioastronomie si připsal za už téměř sto let existence celou řadu významných objevů, alespoň tedy stručně k několika z nich. Už jsme si řekli, že Karl Jansky a jeho následovníci pozorovali v rádiové oblasti centrální část naší Galaxie. Tato oblast je význačná v celé řadě oborů a výjimkou nejsou ani rádiové vlny. Jádro galaxie se v rádiových vlnách často pozoruje dodnes a obsahuje celou řadu zajímavých zdrojů, z nichž pochopitelně nejzásadnější je Sagittarius A, tedy úplně centrální oblast jádra, která v sobě ještě schovává supermasivní černou díru Sagittarius A*. I ta už byla zobrazena v rádiové oblasti, zasloužil se o to právě výše zmíněný Event Horizon Telescope.

Radioastronomie stojí i za objevem prvního pulsaru. Z minulého článku již víme, že pulsary jsou rychle rotující neutronové hvězdy, které vyzařují pravidelné pulsy elektromagnetického záření. Jde v podstatě o konečná stádia velmi hmotných hvězd. Některé pulsary vyzařují i rádiové záření, díky čemuž mohla britská astronomka Jocelyn Bell-Burnell objevit vůbec první známý pulsar PSR B1919+21. Rádiových pulsarů ovšem známe mnohem více, nejjasnějším z nich je Vela Pulsar (PSR B0833-45), který se nachází v souhvězdí Plachet, latinsky Vela. Jde o pozůstatek supernovy, která vybuchla před asi 11 000 roky.

Jasnými zdroji rádiového záření jsou ale i další pozůstatky supernov, třeba Krabí mlhovina (M1). Je o zbytek po slavné supernově, kterou v roce 1054 pozorovali čínští astronomové. Nachází se v souhvězdí Býka a uprostřed najdeme krabí pulsar (PSR B0531+21). Dalším podobným zdrojem je Cassiopeia A, pozůstatek po supernově, která měla vybuchnout někdy na konci 17. nebo začátku 18. století, avšak zřejmě kvůli zakrytí mezihvězdným prachem ji tehdy pravděpodobně nikdo nepozoroval, byť existuje jeden sporný údaj.

Z dalšího z mých minulých článků už víme, že rádiová astronomie stála též za objevem kvasarů, poprvé zaznamenaných v rámci třetího Cambridgeského katalogu rádiových zdrojů. Dnes víme, že jde o aktivní galaktická jádra která jsou natolik jasná, že přezáří celý zbytek své domovské galaxie. Pohání je fyzikální procesy odehrávající se v akrečních discích materiálu kolem jejich supermasivních černých děr. Už jsme zmiňovali dva první známé kvasary 3C 48 a 3C 273, dnes ale pochopitelně známe kvasarů obrovské množství a některé z nich patří mezi nejvzdálenější známe objekty ve vesmíru.

Možná si ale pamatujete, že existují i jiné typy aktivních galaxií. K rádiové astronomii neodmyslitelně patří rádiové galaxie, z nichž patrně nejznámější je Centaurus A ležící v souhvězdí Kentaura (jak šokující). Také tuto galaxii pozoroval Event Horizon Telescope. A stejný projekt zachytil též několik význačných blazarů, což jsou aktivní galaxie podobné kvasarům, s tím rozdílem, že relativistické výtrysky z centrální černé díry míří přímo k nám. Nad nejslavnější aktivní galaktické jádro a výtrysk však patří galaxii M87 a proto nepřekvapí, že byla radioteleskopy mnohokrát pozorována. Z galaxie M87 pochází některé z nejslavnějších snímků klasické radioastronomie, jakož i dnes již klasické snímky supermasivní černé díry z projektu EHT.

Význam pozemní radioastronomie

Když se mluví o kosmonautice, často v souvislosti s astronomií padají velmi silné výroky o tom, že dnes už vlastně pozemskou astronomii vůbec nepotřebujeme a dokážou ji plně nahradit kosmické teleskopy. Popřípadě se lze setkat také s tvrzením, že kosmické dalekohledy jsou automaticky mnohem lepší než dalekohledy pozemské. Ani jedno tvrzení není pravdivé. Dnešní špičkové pozemské observatoře s velkými dalekohledy používajícími adaptivní optiku dokáží dělat podobně kvalitní snímky jako ty největší vesmírné dalekohledy. Navíc je potřeba si uvědomit, že kosmické a pozemské přístroje mohou mít a často i mají poněkud jiné určení a podobně jako nikdo netvrdí, že například Keckovy dalekohledy mohou nahradit Webbův dalekohled, neplatí ani tvrzení opačné.

My jsme tu však dnes kvůli radioastronomii, kde se důležitosti pozemních observatoří projevuje zcela zásadně. Rádiové vlny jsou jeden z mála oborů elektromagnetického spektra, jehož pozorování se odehrává téměř výhradně z povrchu Země. Kdybychom neměli pozemní teleskopy, nevěděli bychom toho o rádiových zdrojích ve vesmíru zdaleka tolik a naše poznání této části spektra by se minimálně dočasně velmi omezilo, či dokonce zcela zastavilo. V rádiové astronomii jsou zatím pozemní observatoře zcela nenahraditelné a nezastupitelné. I v dalších oborech jsou sice dalekohledy na povrchu naší planety velmi důležité, u radioastronomie to však platí několikanásobně.

Jaký je důvod této skutečnosti? Uvědomme si, co jme si už o radioteleskopech řekli. Rádiové záření má dosti nízkou energii a abychom dosáhli rozumného rozlišení, musíme mít buď hodně velkou anténu, popřípadě musíme disponovat polem několika desítek menších antén. A oboje je v kosmickém prostoru problém. Klidně můžete najít oblast v Číně či na Portoriku, kde je vhodná krasová proláklina a tam umístit obří parabolickou anténu, nebo se vydat do vysokohorské pouště v Chile, kde z jedné strany brání přítomnosti vzdušné vlhkosti Andy a z druhé strany jsou zase kvůli zemské rotaci mračna odháněna zpět nad oceán, a zde umístit pole několika desítek radioteleskopů.

Pokusy o vypuštění radioteleskopů

Provést něco podobného v kosmickém prostoru je prakticky nemožné. Nemůžete do vesmíru vynést parabolickou anténu velkou 500, ani 300 metrů a to ani po částech, stejně jako nemůžete dopravit na oběžnou dráhu 66 teleskopů o průměru 12 metrů. Tedy ano, mohli byste, ale náklady by byly vpravdě vysoké. Přesto se ale vyplatí o radioteleskopech v kosmickém prostoru uvažovat, neboť jak jsme si řekli, kvůli existenci ionosféry jsou nejdelší rádiové vlny z povrchu Země nepozorovatelné. A tyto vlny by nás pochopitelně docela zajímaly.

Do dnešních dní však lidstvo vypustilo do kosmického prostoru pouze tři radioteleskopy. První z nich, KRT-10, byl umístěn na zadním dokovacím portu kosmické stanice Saljut 6. Ano, jde o stejnou stanici na níž pobývali i československý kosmonaut Remek. V té době však u stanice radioteleskop ještě nebyl, přivezla jej až loď Progress 7 v červenci 1979. Radioteleskop měl průměr paraboly 10 metrů a ovládal se z vnitřního prostoru stanice. Bylo provedeno několik pozorování pozemních zdrojů, z kosmických dalekohled viděl Cassiopeiu A, Krabí mlhovinu, Slunce. K natáčení radioteleskopu na požadovaný zdroj musela být natočena celá stanice.

Teleskop fungoval dobře a protože šlo hlavně o demonstrátor, došlo hned v srpnu 1979 k jeho odpojení od stanice. To nebylo tak docela úspěšné, jelikož se kabely radioteleskopu zachytily o dokovací mechanismus. Situace byla velmi vážná, anténa radioteleskopu blokovala přilétající lodě, navíc tyto lodě i mateřskou stanici mohla poškodit. Proto kosmonauté Valerij Rjumin a Vladimir Ljachov provedli výstup do volného prostoru a zaseknuté kabely uvolnili. Celkově však lze hodnotit zkušební let radioteleskopu pozitivně. Program měl následně pokračovat s dalšími teleskopy o průměru 10 – 30 metrů, avšak všechny následné starty byly zrušeny a žádný radioteleskop programu KRT se již do kosmického prostoru nepodíval.

Alespoň tedy pokud nepočítáme teleskop, který je umístěný na družici Spektr-R. Tu do kosmického prostoru vynesla v červenci 2011 ukrajinská nosná raketa Zenit-3F. Tento radioteleskop, jehož projekt začal už v 80. letech a přežil i období stagnace ruské kosmonautiky po rozpadu SSSR, byl volným pokračovatelem KRT-10. Jeho průměr byl také 10 metrů a pohyboval se na velmi excentrické dráze s perigeem ve výšce 600 kilometrů a apogeem ve výšce 330 000 kilometrů. To v kombinaci s pozemními radioteleskopy umožnilo provádět měření pomocí metody VLBI. Základna byla v tomto případě dlouhá až 350 000 km. Pozorovanými zdroji byla opět Krabí mlhovina, dále třeba galaxie M 106, nebo několik pulsarů a kvasarů.

V lednu 2019 přestal Spektr-R reagovat na pokyny, které dostával ze Země, byť nadále vysílal data do řídícího střediska. Odborníkům z ruské Akademie věd, konstrukční kanceláře NPO Lavočkina a z ruské kosmické agentury se bohužel, přes veškerou snahu, nepodařilo problém vyřešit. Signál Spektru-R byl ztracen počátkem února 2019 a v květnu byla mise prohlášena za ukončenou. Ruské místo na špici kosmonautiky převzala Čína, která se nechce ztratit ani v této oblasti. Její plány zahrnují vypuštění dvou družic podobných Spektru-R, které by měly z ruské observatoře vycházet.

Vlastní radioteleskop o průměru osmi metrů vypustili do kosmického prostoru i Japonci. Stalo se tak únoru 1997 na palubě rakety M-5 startující z kosmodromu Kagoshima. Japonský radioteleskop je známý jako HALCA, což znamená Highly Advaned Laboratory for Communications and Astronomy. Výsledná oběžná dráha s perigeem ve výšce 560 km a apogeem 21 400 km vysoko byla zvolena pro dosažení větší základy při pozorování metodou VLBI, na kterou byl teleskop HALCA přímo navrhovaný. Pozorování byla prováděna v pásmech 1,6, 5,0 a 22 GHz. Podařilo se spatřit řadu kvasarů, rádiových galaxií i pulsarů. Mise skončila v listopadu 2005.

Japonci na rok 2012 plánovali start navazující mise ASTRO G. Mělo jít o radioteleskop o průměru devíti metrů umístěný na oběžné dráze s perigeem ve výšce 1 000 kilometrů a apogeem ve výšce 25 000 kilometrů, což bylo velmi výhodné pro využití metody VLBI, kdy by délka základny v kombinaci s pozemskými radioteleskopy byla velmi značná a tudíž i citlivost by dosáhla nebývalých hodnot. Pozorování se měla provádět na 8, 22 a 43 GHz. Očekávala desetkrát vyšší citlivost a rozlišení než u observatoře HALCA. Bohužel však kvůli rostoucím nákladům a technickým problémům došlo v roce 2011 ke zrušení celého projektu. V současnosti tak v kosmickém prostoru žádný funkční radioteleskop není.

Měsíční radioteleskop

Ještě než se rozloučíme, musíme se vypořádat alespoň krátce s jedním nápadem, který se objevuje neustále už pěknou řádku let. A to je stavba radioteleskopu na povrchu Měsíce. Celý koncept má podporu NASA a v současnosti ho i velmi detailně studují odborníci na obor radioastronomie a technici a inženýři, kvůli co nejlepší praktické realizaci. Návrh je nyní pouze ve fázi studií, takže jakékoliv konkrétní parametry nejsou dosud známy. Lze e tak setkat s průměrem teleskopu kdekoliv od 350 metrů až po 1,3 kilometru, avšak ani to nemusí být konečné, pokud se projekt někdy realizuje, může se výsledná podoba ještě velmi lišit.

Základní koncept však zůstane pravděpodobně stejný. Radioteleskop by měl být umístěný v nějakém již existujícím kráteru na odvrácené straně Měsíce. Tato lokalizace je z několika důvodů velmi výhodná. Tak předně, využití již existujícího kráteru eliminuje nutnost přehnaně složité konstrukce. I velké pozemní radioteleskopy jako Arecibo nebo FAST jsou umístěny v přírodních prohlubních, což poskytuje konstrukci přístroje potřebnou podporu. Je to tedy výrazně levnější a méně náročné než stavět teleskop na nějaké planině a podpůrné struktury teprve vytvářet. Zde se tedy necháme inspirovat tím nejlepším z pozemních technologií. A krátery se přímo nabízejí, neboť mají velmi podobný tvar jako právě radioteleskopy.

A právě na velikosti zvoleného kráteru do značné míry závisí velikost konečného radioteleskopu. Na odvrácené straně se pak hledá vhodný kráter proto, že odvrácená strana je díky tomu, že se Měsíc otočí kolem své osy za stejnou dobu jako trvá jeho oběh kolem Země, neustále natočena směrem pryč od Země. Pozorování z této strany tedy zaručuje pohodlný ničím nerušený výhled do hlubokého vesmíru. Samozřejmě, i na odvrácenou stranu svítí Slunce, to nám ale nijak nevadí, Slunce můžeme chtít také pozorovat. Naopak je odvrácená strana Měsíce bezpečně kryta od veškerého rádiového rušení ze Země. Teleskop tedy neuvidí žádný šum v podobě rozhlasového či televizního vysílaní a jiné nepotřebné signály, ale jen to, co opravdu potřebuje a to, co my chceme.

Měsíční radioteleskop by byl Arecibu či čínskému FASTu podobný i v konstrukci. Rozhodně by tedy nešlo o otočnou anténu, s níž by se dalo nějak hýbat, což už lze vyvodit z umístění v měsíčním kráteru. Radioteleskop by zkrátka ležel na dně kráteru a přilehlých stěnách a nad ním by bylo na lanech zavěšeno veškeré potřebné vybavení. A to, co by se zrovna pozorovalo by záviselo zejména na natočení Měsíce vůči Slunci, hvězdám a objektům vzdáleného vesmíru. Byť i zde lze očekávat určitou volnost v oblasti kolem zenitu a to posunováním přístrojové kabiny nad talířem antény, jako to známe z výše popsaných případů (Arecibo 20 stupňů kolem zenitu, FAST 40).

Kromě všeho již uvedeného by měl radioteleskop umístěný na Měsíci ještě jednu velkou výhodu oproti těm pozemním. A to je neexistence ionosféry u Měsíce. Mohli bychom tak pozorovat rádiové vlny všech vlnových délek, dokonce i těch úplně nejdelších. Nic, co by je blokovalo, zde není. Pro srovnání, pozemní radioteleskopy obvykle vidí jen vlny do vlnové délky několika metrů, měsíční radioteleskop by naproti tomu mohl sledovat i vlnové délky v řádu desítek metrů až kilometrů. A to je opravdu potřeba. Mohl by totiž zachytit třeba signál z období tzv. temného věku, když byl ještě vesmír velmi mladý a objekty svítící ve viditelné či infračervené části spektra se v něm teprve formovaly.

Už se objevují dokonce i spekulace, kde by takový radioteleskop mohl být umístěn. Někteří navrhují kráter Daedalus, který má tu výhodu, že se nachází téměř přesně uprostřed odvrácené strany Měsíce. Má však průměr bezmála 100 km, takže ve skutečnosti by se spíše muselo jednat o některý z jeho menších doprovodných kráterů. S tím si však zatím nemusíme dělat starosti. Stavba měsíčního radioteleskopu se už může právem řadit mezi projekty megastaveb. Jde o stavbu obřích rozměrů, která sice pravděpodobně není za hranicí našich současných technologií, ale je na jejich hraně a navíc by byla velmi drahá. Dopravit veškerý potřebný materiál na Měsíc by bylo velmi nákladné, natož tam pak vše složit do požadovaného zařízení. Ano, můžeme si tam vše potřebné hypoteticky vyrobit, ani to však zatím nezvládáme úplně skvěle. Takže ještě nejméně na několik desetiletí můžeme na realizaci tohoto smělého nápadu zapomenout.

Závěr

Dnes jsme se podívali podrobně na první z oborů elektromagnetického spektra. Ukázali jme si, k čemu je rádiové záření dobré, co nám ve vesmíru ukázalo a jaký je jeho potenciál. Současně už víme, že zrovna v tomto případě je význam pozemní astronomie proti astronomii kosmické značný. Ani u jiných oborů elektromagnetického spektra však není vliv pozemních pozorování zanedbatelný a rozhodně je nemůžeme odvrhnout jako zbytečná. To už je však jiný příběh na jiný článek, takže zase někdy příště.

Opravy a doplnění

• 1. května 2024: Opraven frekvenční rozsah u observatoře ALMA, který není 0,32 až 3,6 milimetru, ale samozřejmě 0,32 až 8,6 milimetru.

Použité a doporučené zdroje

• Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA): https://www.almaobservatory.org/en/home/
• National Radio Astronomy Observatory: https://public.nrao.edu/
• Event Horizon Telescope (EHT): https://eventhorizontelescope.org/
• South African Radio Astronomy Observatory: https://www.sarao.ac.za/
• Jodrell Bank Observatory: https://www.jodrellbank.net/
• Green Bank Observatory: https://greenbankobservatory.org/
• Max Planck Istitute for Radio Astronomy: https://www.mpifr-bonn.mpg.de/en/effelsberg
• Parkes Observatory: https://www.parkes.atnf.csiro.au/
• Very Large Array (VLA): https://www.vla.nrao.edu/
• Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope (FAST): https://fast.bao.ac.cn/
• Arecibo Observatory: https://naic.nrao.edu/
• Square Kilometre Array (SKA): https://www.skao.int/
• NASA Institute for Advanced Concepts (NIAC): https://www.nasa.gov/stmd-the-nasa-innovative-advanced-concepts-niac/

Zdroje obrázků

• https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2015/09/eso1312a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/cf/EM_Spectrum_Properties_edit.svg/1280px-EM_Spectrum_Properties_edit.svg.png
• https://images.collegedunia.com/public/image/9b68a04cbd9e4b0e403a33a88ce416ab.png?tr=w-957,h-484,c-force?tr=w-957,h-484,c-force
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/en/4/42/Db_James_Clerk_Maxwell_in_his_40s_-2-7.jpg
• https://assets.editorial.aetnd.com/uploads/2009/12/guglielmo-marconi.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/fb/Oliver_Joseph_Lodge3.jpg/1200px-Oliver_Joseph_Lodge3.jpg
• https://planetfacts.org/wp-content/uploads/2011/03/ionosphere.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4c/Karl_Jansky.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/cd/JanskyatAntenna_hi.tif/lossy-page1-1024px-JanskyatAntenna_hi.tif.jpg
• https://i0.wp.com/www.sciencenews.org/wp-content/uploads/2022/01/012822_LG_milky-way-radio_feat.jpg?resize=1030%2C580&ssl=1
• https://public.nrao.edu/wp-content/uploads/2013/09/gallery-images-largeReberScopeIllinois_large.jpg
• https://www.geolsoc.org.uk/~/media/shared/images/geoscientist/Geoscientist%2027_10/F2%20Alexander%20formal%20portrait.jpg?h=504&w=348&la=en
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/34/Atmospheric_electromagnetic_opacity.svg/1920px-Atmospheric_electromagnetic_opacity.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/55/UTR-2_-_P3094042_%28wiki%29.jpg/1024px-UTR-2_-_P3094042_%28wiki%29.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/00/CSIRO_ScienceImage_4350_CSIROs_Parkes_Radio_Telescope_with_moon_in_the_background.jpg/800px-CSIRO_ScienceImage_4350_CSIROs_Parkes_Radio_Telescope_with_moon_in_the_background.jpg
• https://ocdn.eu/images/pulscms/NjI7MDA_/18701492f7ddd2dd3cb5c811b2d0d056.jpeg
• https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2020/12/4-DSC03610-15.jpg
• https://www.asce.org/-/media/asce-images-and-files/publications-and-news/civil-engineering-magazine/images/2022/07-july/cep-feature-telescope-inspectors-reach-for-the-stars-in-west-virginia/30-green-bank.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f6/Hooker_Telescope%2C_Mt_Wilson.jpg/1024px-Hooker_Telescope%2C_Mt_Wilson.jpg
• https://public.nrao.edu/wp-content/uploads/1994/08/imagessquared2005VLAdefault_squared.jpg
• https://astrobiology.nasa.gov/uploads/filer_public_thumbnails/filer_public/d9/95/d995236a-e702-478f-a412-aa37ac327943/four_antennas_alma.jpg__1240x510_q85_crop_subject_location-620%2C254_subsampling-2.jpg
• https://content.presspage.com/uploads/1369/1920_meerkat.jpg?10000
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/13/EHT-infography.png/800px-EHT-infography.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a9/Event_Horizon_Telescope_and_Apollo_16.png/800px-Event_Horizon_Telescope_and_Apollo_16.png
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/march_14-picturing_magnetic_field_lines_2.jpg
• https://astronomynow.com/wp-content/uploads/2018/07/071518_meerkat.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/72/Labeled_Map_of_the_Milky_Way_Center.tif/lossy-page1-800px-Labeled_Map_of_the_Milky_Way_Center.tif.jpg
• https://cdn.esahubble.org/archives/images/thumb700x/potw1720b.jpg
• https://cdn.esahubble.org/archives/images/screen/opo9943b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/94/Radioteleskop_Effelsberg-0197.jpg/1200px-Radioteleskop_Effelsberg-0197.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/2e/QTT_3D_rendering.png
• http://www.spacefacts.de/graph/drawing/large/english/soyuz-31_salyut.htm
• https://dq0hsqwjhea1.cloudfront.net/KRT-10.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8e/RIAN_archive_930415_Russian_Spektr_R_space-born_radio_telescope.jpg
• https://www.russianspaceweb.com/images/spacecraft/science/spektr_r/spektr_r_deployment_1.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/67/Haruka_HALCA_VSOP_MUSES-B.jpg
• https://eu-images.contentstack.com/v3/assets/blt0bbd1b20253587c0/blt197bbfb402c5eaed/651409f7ab6e8fe54d14ac5b/niac2020_bandyopadhyay.jpg?width=850&auto=webp&quality=95&format=jpg&disable=upscale
• https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2019/07/PWJul19Forum_Main_HERO.jpg
• https://media.wired.com/photos/60c7ae7aa86e5ac15953a013/master/w_1600,c_limit/Science_moon_LCRT_VIEW_2_OPT_1.jpg
• https://lh4.googleusercontent.com/proxy/1QpF-ot8ZH8j7RV0W0mjHm6IjRs0hMY6XT_B_PxF3q5HfZ2jPk4NNuZtq6qQGeInwvo8qMWt0b0dsaIE4JSEpkkeXSWkK2WLnD0aBZg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/28/Daedalus_sattelite_craters_map.jpg