Радиотелескопы еще экономичны и тем, что на одно и то же зеркало можно принимать радиоволны различной длины. Радиоволны приходят из космоса с самыми различными длинами волн. Насколько все усложнилось бы, если бы для приема излучения на каждой длине волны пришлось создавать специальное зеркало! Для того чтобы переключить радиорефлектор с одной длины волны на другую, достаточно заменить маленькую антенну в центре, то есть облучатель. Само же зеркало собирает радиоволны в фокусе независимо от их длины.

Кроме пространственного разрешения, очень важной характеристикой радиотелескопов является их чувствительность. Чем выше чувствительность, тем более слабые радиосигналы способен принять радиотелескоп. Для повышения чувствительности надо, в частности, увеличивать площадь зеркала. Но для того чтобы принять слабый радиосигнал, мало иметь большое зеркало. Надо еще располагать высокочувствительным радиоприемником. Но повышать чувствительность приемников до бесконечности нельзя. Этого не позволяют физические процессы, которые протекают в проводах до входа в приемник. В них имеется непрерывное (тепловое) движение электронов, которое зависит от температуры проводника. В результате к приемнику подводится тепловой шум, который не позволяет принимать сигналы меньше определенного порогового значения. Поступившие в усилитель приемника тепловые сигналы усиливаются так же, как и полезные сигналы, созданные в проводнике принятыми из космоса радиоволнами.

Но это не все. Имеется еще очень важное обстоятельство, ограничивающее чувствительность радиоприемника. Это собственные его шумы. Причиной их являются процессы в различных радиодеталях. Проблема устранения этих шумов очень непростая. Решение ее очень важно не только для радиоастрономии, но и для многих других областей научных исследований, а также практических задач, где требуется принимать слабые радиосигналы на фоне превосходящего их шума. К настоящему времени уже сделано много для решения данной проблемы. Специалисты научились выделять очень слабые полезные радиосигналы из-под превышающих их шумов. Но для технического воплощения найденных решений требуется значительное усложнение радиоприемной аппаратуры.

Возможности радиотелескопов можно значительно расширить, если их использовать не поодиночке, а парами. Их можно включить так, что приходящие из космоса радиоволны будут суммироваться. Более конкретно это происходит следующим образом.

Две волны одинаковой длины можно так расположить друг относительно друга, что при сложении они полностью погасят друг друга, то есть дадут ноль. Для этого они должны быть в противо-фазе друг к другу. Если же они будут в фазе (то есть гребень одной волны точно совпадет с гребнем другой), то они сложатся и результирующая волна будет иметь интенсивность (амплитуду), равную сумме интенсивностей обеих волн. Если амплитуды изначальных волн были одинаковы, то произойдет удвоение амплитуды первоначальной волны. Источник излучения, который посылает волны, находящиеся в фазе друг с другом, называют когерентным. Мощность излучения равна квадрату интенсивности. Поэтому при когерентном сложении, когда интенсивность волны удваивается, мощность излучения увеличивается в четыре раза (она прямо пропорциональна квадрату интенсивности).

Идея использования радиотелескопов парами состоит в том, что при определенном расположении телескопов принятые каждым из них волны будут складываться когерентно. При этом амплитуда (интенсивность) увеличится вдвое, а мощность — в четыре раза. Для того чтобы сложение волн происходило когерентно, надо выбрать длину электрического кабеля от каждого из радиотелескопов до радиоприемника так, чтобы сигналы от каждого радиотелескопа попадали в приемник одновременно. Описанное сложение волн называется интерференцией. Поэтому включенная таким образом в единую систему пара радиотелескопов называется радиоинтерферометром.

Радиотелескопы располагаются на некотором расстоянии друг от друга, которое называется базой. Радиоволны падают на их зеркала из космоса под определенным углом. Если это направление изменится, то при той же базе условие одновременного прихода сигналов в приемник нарушается. Понадобится отрегулировать длину кабеля (волновода). В результате вращения Земли находящиеся на ней радиотелескопы непрерывно меняют направление своих лучей относительно космических объектов, а значит, меняется и направление радиоволн, приходящих к телескопу от данного источника. Эти изменения не компенсируют непрерывным изменением длины волновода. Их просто учитывают при обработке данных измерений, поскольку они будут приводить к изменению интенсивности. Всякое отклонение угла падения oт оптимального (при котором происходит когерентное сложение радиоволн) приведет к уменьшению интенсивности суммарной волны.

Возможности радиоинтерферометров значительно больше, чем отдельных радиотелескопов. Так, если база радиоинтерферометра составляет 8000 километров, то он позволяет проводить измерения радиоизлучения с разрешением в 0,0001 угловой секунды. Один радиотелескоп этого интерферометра находится в Крыму, а другой — в Хайситекской обсерватории (США). Под углом в 0,0001 секунды дуги виден с Земли след космонавта на поверхности Луны! Максимальное угловое разрешение оптических телескопов составляет полсекунды дуги. Вот какими зоркими стали современные радиоинтерферометры. Чем больше база радиоинтерферометра, тем больше его разрешение. Радиотелескопы и радио-интерферометры, установленные на поверхности Земли, работают с серьезными ограничениями. В первую очередь, их работе мешает земная атмосфера. Так как она неоднородна, то и отдельные радиолучи проходят через среду с разными характеристиками, и поэтому их фазы колебаний и амплитуды будут отличаться. Говоря научным языком, можно сказать, что они перестают быть строго когерентными. Это изменяет получаемое изображение. Кроме того, атмосфера и ионосфера поглощают радиоволны определенной длины, то есть становятся для этих волн непрозрачными. Имеются и чисто земные ограничения. Это весовые и ветровые ограничения, и индустриальные радиопомехи, и, наконец, огромная «космическая» стоимость антенн таких размеров, которые надо бы иметь. Поэтому их создание нереально.

Многие из этих ограничений или снимаются, или ослабляются, если радиотелескопы поднять над земной атмосферой, вынести в космос. Здесь металлические конструкции могут быть более ажурными, легкими, поскольку ветровых нагрузок нет, а притяжение меньше. Но главное даже не в этом, а в том, что между объектом и прибором отсутствует неоднородная атмосфера и, кроме того, база интерферометра не ограничивается размерами Земли. Возможности интерферометров значительно возросли после того, как в 1970 году французский астроном А. Лабейри предложил эффективный метод, основанный на анализе зернистой структуры (состоящей из пятнышек, крапинок) телескопического изображения космических объектов. Поэтому метод был назван методом спекл-интерферометрии. Принцип, позволяющий это сделать, можно понять из такого примера. Если мы фотографируем рой пчел при плохой освещенности и невысокой чувствительности фотопленки, то вынуждены будем взять большую экспозицию. Но так как пчелы роя непрестанно движутся, то фотография получится размытой. На ней не удастся разглядеть каждую пчелу в отдельности. Так мы получим только общий вид пчелиного роя, как говорят, получим информацию о его форме, размерах и грубой (размытой) структуре. Далее представим себе, что у нас появилась очень чувствительная пленка и мы можем вести съемку с очень малой выдержкой. Тогда на каждой такой фотографии движение пчел не отразится, они будут видны неподвижными. Если вернуться от роя пчел к астрономическим объектам, то роль одной пчелы заменится ролью какого-либо структурного элемента (пятна, крапинки, зерна) на объекте. Чувствительность «фотопленки», то есть регистрирующей аппаратуры телескопов, можно существенно повысить. Можно ее повысить не только существенно, но предельно. В настоящее время для этих целей используются устройства, позволяющие во много раз усиливать с помощью электронной аппаратуры интенсивность света. Они называются фотоэлектронными усилителями (ФЭУ). С помощью ФЭУ можно поймать даже один-единственный фотон, минимальную порцию света. Это и есть предел, который уже достигнут. Итак, метод спекл-интерферометрии работает так. Ведут съемки объектов с очень малой экспозицией. Но делают не один кадр, а тысячи и миллионы их. Далее с помощью ЭВМ и специально разработанных программ эти кадры «складывают». При этом сохраняется информация о зернистой структуре объекта, то есть угловое разрешение очень сильно повышается. Если этого метода не применять, то «складывание» кадров происходит непосредственно в регистрирующем устройстве (как на фотопленке при большой экспозиции) и информация о такой структуре объекта теряется. В наше время этот метод широко внедряется в десятках обсерваторий мира, то есть они оснащаются спекл-интерферометрами.