? Радио астрономия разкри съществуването на пулсарите , квазарите и микровълнова фонова радиация , която осигурява най-силното доказателство за теорията за Големия взрив . Той също е бил използван , за да разгледаме разпределението и състава на огромни облаци от материал между звездите. Нито едно от тези неща са възможни с оптична астрономия. Но радио астрономия също може да бъде разочароващо , защото образите , които тя произвежда са много по- подробни от изображения от оптични телескопи. Това не се дължи на недостатъци в радиотелескопи ; това е резултат на физическата природа на процеса на изображения . Diffraction

Всеки ученик научава, че светлината се движи в права линия , и това е вярно – до точка . Но ако се блокира половин светлинен лъч с нож след това погледнете много внимателно в сянката тя произвежда на екран , ще видите нещо необичайно. Ако светлината се движи само в прави линии , които бихте очаквали от половина на екрана над ръба на нож, за да бъде еднакво ярко и половина под ръба, за да бъде равномерно тъмно . Вместо това, по- малко светлина се промъква в тъмната половина и малко тъмнина прави пътя си в светлината половина . Light – и други форми на електромагнитна радиация, включително радиовълни – завои малко , когато го удари на ръба . Това огъване ефект се нарича дифракция.

Дифракция и Резолюция

дифракция е винаги там . Обикновено не може да го види, защото има толкова много светлина наоколо , че различните модели дифракционни средно , но когато се фокусира светлина дифракцията се разкрива . Една точка на светлината няма да се съсредоточи до перфектен точка , но в по- размазано петно ​​заобиколен от избледняване пръстени. Това се нарича дифракция място или понякога “ Еъри диск. “

Два фактора определят колко е голям този диск е: диаметър на огледалото или лещата и дължината на вълната на електромагнитната радиация . Колкото по-голям , че дифракция място , на по-малко подробна картинката . Големи дифракционни места се припокриват помежду си , така че не мога да различа малки възможности. Астрономите обикновено количествено размива по отношение на ъгловата разделителна способност на телескопа . A телескоп не може да различи две петна, които са по-близо , отколкото неговата ъглова разделителна способност . Ъгловата резолюцията на телескоп е пропорционален на дължината на вълната , разделена на нейния диаметър . Други фактори, които могат да направят Ъглова разделителна способност, по-лошо , но никога по-добре.