Радіотелескоп, астрономічний інструмент для прийому власного радіовипромінювання небесних об'єктів (у Сонячній системі, Галактиці і Метагалактиці) і дослідження його характеристик: координат джерел, просторової структури, інтенсивності випромінювання, спектру і поляризації. Р. складається з антенної системи і радіоприймального пристрою — радіометра . Конструкції антен Р. відрізняються великою різноманітністю, що обумовлене дуже широким діапазоном довжин хвиль, використовуваних в радіоастрономії (від 0,1 мм до 1000 м-код ). Для напряму антен в досліджувану область піднебіння їх встановлюють зазвичай на азимутних монтуваннях, що забезпечують повороти по азимуту і висоті (т.з. повноповоротні антени). Існують також антени, що допускають лише обмежені повороти, і навіть абсолютно нерухомі. Напрям прийому в антенах останнього типа (зазвичай дуже великого розміру) досягається шляхом переміщення опромінювача, що сприймає відбите від антени радіовипромінювання. Для спостереження на коротких хвилях поширені дзеркальні параболічні антени, що встановлюються на поворотних пристроях, службовців для наведення Р. на джерело радіовипромінювання; за принципом дії такі Р. аналогічні оптичним телескопам-рефракторам. Часто використовуються комбінації ряду дзеркальних антен, що сполучаються кабельними лініями в єдину систему, — т.з. грати. Для спостереження на довгих хвилях використовуються грати з великого числа елементарних випромінювачів — диполів.
Р. повинен володіти високою чутливістю, що забезпечує надійну реєстрацію можливо слабкішої щільності потоку радіовипромінювання, і хорошою роздільною здатністю (дозволом), що дозволяє спостерігати можливо менші просторові деталі досліджуваних об'єктів. Мінімальна щільність потоку D Р, що виявляється, визначається співвідношенням:
,
де Р — потужність власних шумів Р., S — ефективна площа (збираюча поверхня) антени, D f — смуга частот, що приймаються, t — час накопичення сигналу. Для поліпшення чутливості Р. збільшують його збираючу поверхню і застосовують малошумливі приймальні пристрої на основі мазеров, параметричних підсилювачів і т.п. Роздільна здатність Р. (у радіанах) q » l /d, де l — довжина хвилі, D — лінійний розмір апертури антени. Найбільші дзеркальні антени (діаметром до 100 м-код на сантиметрових хвилях) володіють дозволом біля 1'', порівнянним з дозволом неозброєного ока. Труднощі створення Р. великих розмірів з суцільним дзеркалом вимушують широко використовувати грати, а для здобуття двовимірного дозволу — хрестоподібні, кільцеві і т.п. антени з незаповненою апертурою. Найбільш радикальним шляхом здобуття високого дозволу в радіоастрономії є складання (синтез) антенного пристрою великої апертури за допомогою декількох порівняно невеликих антен, які в процесі спостережень переміщаються відносно один одного відповідно до заданих рухів змальовуваного або фіктивного великого антенного пристрою. Ті, що існують Р. апертурного синтезу дозволяють отримувати радіозображення з дозволом біля 1’’. При використанні в системі синтезу радіоінтерферометрів з надвеликими базами можна чекати роздільної здатності при здобутті зображень об'єктів порядку 10 -2 —10 -4 секунди дуги.
Радіовипромінювання космічного походження (від Молочного Шляху) на хвилі 14,6 м-коду вперше було зареєстровано К. Янським (США) в 1931 за допомогою антени, призначеної для дослідження радіоперешкод від гроз. Перший Р. для дослідження космічного радіовипромінювання — рефлектор діаметром 9,5 м-коду — побудований Г. Ребером (США) в 1937; за допомогою цього інструменту були проведені ряд успішних оглядів піднебіння. Швидкий розвиток Р. почався в 40-х рр. 20 в.: в Австралії в 1948 був споруджений перший радіоінтерферометр, а в 1953 — перший хрестоподібний Р. Крупний повноповоротний параболоїд ( D = 76 м-код ) вперше споруджений у Великобританії в 1957. Принцип здобуття зображення з високим дозволом методом послідовного синтезу апертури розвивається з 1956 в Кембріджі (Великобританія). У 1967 в США і Канаді проведені перші спостереження на інтерферометрах з незалежним записом сигналів і надвеликими базами. До 1975 кращих по точності повноповоротних параболоїдів встановлені на радіоастрономічних обсерваторіях в Еффельсберге, ФРН(Федеральна Республіка Німеччини) ( D = 100 м-код , довжини хвиль до l = 2 см ); Пущине і Сімеїзі, СРСР ( D = 22 м-код , l = 0,8 см ); Китт-пік, США ( D = 11 м-код , l = 0,3 см ). Р. з нерухомою сферичною чашею споруджений в кратері вулкана в Аресибо, Пуерто-Ріко ( D = 300 м-код , l = 10 см ). Цей Р. володіє дуже великою збираючою поверхнею і використовується як локатор для картографування планет. Хрестоподібні і кільця Р. функціонують в Молонгло, Австралія (хрест з 2 сітчастих параболічних циліндрів 1600´13 м-код , l = 75 см і 3 м-код ); Харкові, СРСР (Т-подібна антена 1800´900 м-код , складається з 2040 широкополостних вібраторів, l = 10—30 м-код ); Пущине, СРСР (хрест з 2 циліндрів 1000´1000 м-код , l = 2—10 м-код ); Калгурре, Австралія (96 параболоїдів діаметром 13 м-коду , розташованих по кільцю D = 3 км. , l = 3,7 м-код ); РАТАН-600 в СРСР (рефлекторний радіотелескоп з відзеркалювальною поверхнею у вигляді кільця D = 600 м-код і шириною 7,5 м-коду , діапазон хвиль 0,8—30 см ). Найбільші Р. апертурного синтезу — в Кембріджі, Великобританія (l = 5 см ) , і Вестерборке, Нідерланди> (l = 6 см ), мають роздільну здатність біля 3’’. Див. також Радіоастрономічні обсерваторії .
Літ.: Есепкина Н. А., Корольків Д. Ст, Парійський Ю. Н., Радіотелескопи і радіометри, М., 1973; Хрістіансен В., Хегбом І., Радіотелескопи, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1972.
