Космічне радіовипромінювання , випромінювання галактичних і метагалактик об'єктів в радіодіапазоні довжин хвиль. Інколи до До. р. відносять також радіовипромінювання Сонця і планет. До. р. відкрито в 1931 американським радіофізиком К. Янським на хвилі близько 15 м. Не дивлячись на вельми низьку роздільну здатність антени сконструйованого Янським радіотелескопу, в наступні роки він довів, що виявлене ним радіовипромінювання приходить з області Молочного Шляху. У 40-х рр. 20 ст у зв'язку з швидким розвитком техніки радіолокації виник новий розділ астрономії — радіоастрономія, істотно доповнюючий результати астрофізичних досліджень космічних об'єктів і що тісно взаємодіє з астрофізикою . В 1946 англійські дослідники Дж. Хей. Дж. Філіпс і С. Парсонс при допомозі радіоінтерферометра виявили окремі, «дискретні» джерела До. р. Радіоастрономічні інструменти початку 70-х рр. 20 ст дають потенційну можливість спостерігати близько мільйона таких джерел. Потік радіовипромінювання від найслабкіших джерел в мільйон разів слабкіше за потік від найбільш яскравих з відомих джерел. Переважна більшість слабких джерел знаходяться за межами нашої Галактики, в Метагалактиці; декілька сотів з них ототожнено з галактиками . Основна частина неототожнених джерел, мабуть, пов'язана з галактиками і квазарами .
Наша Галактика також є джерелом До. р.: в смузі Молочного Шляху спостерігаються місця з підвищеною інтенсивністю До. р. Більшість джерел метагалактик До. р. значно потужніший за Галактику. Тоді як Галактика випромінює приблизно 10 38 ерг/сек (біля 10 -6 її повного випромінювання в оптичному діапазоні). окремі джерела метагалактик випромінюють до 10 45 ерг/сек, що близько до потужності їх оптичного випромінювання. Такі об'єкти, називаються радіогалактиками, є, як правило, гігантські сфероїдальні вельми масивні зоряні системи. Інтерференційні спостереження показують, що області оптичного випромінювання і радіовипромінювання об'єктів метагалактик не збігаються в просторі: зазвичай останні локалізуються в двох симетрично розташованих по відношенню до оптичного центру хмарах, віддалених від цього центру на відстань в десятки тисяч парсек . У ряді випадків в оптичному центрі радіогалактики спостерігається джерело вельми малих кутових розмірів (<<1¢¢), потік радіовипромінювання від якого досить швидко міняється з часом. Це свідчить про активність галактичних ядер, що викидають речовину, з якої утворюються радіовипромінюючі хмари, що продовжується. Теорія випромінювання радіоджерел була запропонована (1950) шведським ученими Х. Альфвеном і Н. Герлофсоном і детально розроблялася радянськими ученими В. Л. Гинзбургом і І. С. Шкловським. Згідно цієї теорії, багаточисельні передбачення якої були повністю підтверджені подальшими спостереженнями, До. р. виникає при русі швидких, т.з. релятивістських електронів в магнітних полях (синхротронне випромінювання ) . Застосування цієї теорії до конкретних джерел метагалактик показує, що в них міститься гігантська кількість релятивістських часток, сумарна енергія яких доходить до 10 60 ерг, що порівнянно з енергією гравітаційного зв'язку галактики. Ці частки генеруються в області галактичних ядер і викидаються звідти під час вибухів.
В 1965 в США на сантиметровому діапазоні було виявлено т.з. «реліктове» випромінювання фону метагалактики. Воно характеризується планковським спектром з температурою близько 3 К. Своє назву воно отримало тому, що його кванти випромінювали Вселеною на ранній стадії її розвитку. Тоді ще не було ні галактик, ні зірок. Всесвіт в цю епоху був водневою плазмою з температурою 4000 °С.
Поряд з джерелами метагалактик спостерігаються також галактичні джерела До. р. Це — переважно особливі туманності — залишки спалахів найновіших зірок (наприклад, Крабовидна туманність ) . Випромінювання в цьому випадку також є синхротронним. Крім того, в Галактиці (а також в найближчих галактиках, наприклад в Хмарах Магелланових) спостерігаються джерела теплового радіовипромінювання. Останніми є міжзоряні хмари іонізованного газу і звичайні туманності галактичні . Спектр цього випромінювання відмінний від синхротронного, «теплові» джерела спостерігаються переважно на порівняно коротких хвилях. У 1937 Дж. Белл і ін. (Великобританія) виявили абсолютно новий тип радіоджерел, що отримали назву пульсари . Незабаром з'ясувалося, що пульсари — це сильно намагнічені, такі, що швидко обертаються нейтронні зірки, що утворилися після вибухів найновіших зірок. Все згадувані вище джерела До. р. характеризуються безперервним спектром. Поряд з цим у ряді випадків спостерігаються окремі спектральні радіолінії, причому як у випромінюванні, так і в поглинанні. Найбільш важливою з них є лінія водню з довжиною хвилі 21 див. Існування цієї лінії вперше було теоретично передбачене голландським ученим Х. ван де Полотном в 1944. Вона була відкрита в 1951 (американськими астрономами Х. Юеном, Е. Перселлом), і її спостереження стали невичерпним джерелом відомостей для різних астрономічних досліджень. У 1949 Шкловський передбачив новий клас міжзоряних молекулярних ліній, зокрема лінію ВІН з довжиною хвилі 18 див. Ця лінія відкрита лише в 1963. У 1966 на цій хвилі відкриті джерела радіовипромінювання нового типа з величезною яскравістю. Випромінювання таких джерел має мазерную природу (див. Мазер ) . Незабаром були відкриті ще інтенсивніші мазерниє космічні джерела на хвилі 1,35 см в лінії пари води. В даний час (70-і рр. 20 ст) засобами радіоастрономії виявлено понад 10 міжзоряних молекул, в тому числі таких багатоатомних, як аміак, спирт і мурашина кислота. У 1962 радянський астроном Н. С. Кардашев обгрунтував можливість спостережень в радіодіапазоні ліній високозбуджених атомів міжзоряного водню, які незабаром були відкриті. Спостереження цих ліній вельми корисні при аналізі фізичних умов в міжзоряному середовищі.
В кінці 60-х рр. були отримані перші результати спостережень наддовгохвильового (довжини хвиль порядка кілометри) До. р. з штучних супутників Землі, а також субміліметрового До. р. Розширення спектрального діапазону ще більше збільшує можливості радіоастрономії.
Літ.: Каплан С. А., Елементарна радіоастрономія. М., 1966; Kraus J. D., Radio astronomy, N. Y. — [а. о.], 1966.
