v., tak van de sterrenkunde die de radiogolven bestudeert die men uit het heelal ontvangt.
De radioastronomie houdt zich bezig met de radiogolven die doorgelaten worden door het zgn. radiovenster van de atmosfeer, gelegen tussen golflengten van enkele millimeters en ca. 20 m; voor kleinere resp. grotere golflengten is de atmosfeer ondoorzichtig. De waarnemingen worden gedaan met behulp van een radiotelescoop.
In 1931 ontdekte de Amerikaanse ingenieur K.G. Jansky bij een onderzoek naar de invloeden van onweersbuien op radiocommunicatie een toen nog onbekende bron van ruis, die in de richting lag van het Melkwegcentrum (een zeer sterke niet-thermische radiobron). Zijn publikatie hierover trok weinig aandacht. Wel werd de Amerikaanse amateurastronoom Grote Reber erdoor geïnspireerd tot het bouwen van de eerste radiotelescoop (met een parabolische spiegel van 9,5 m diameter). Hiermee maakte hij een radiokaart van de hemel, waargenomen bij een golflengte van 1,87 m, die in 1944 gepubliceerd werd. Na de Tweede Wereldoorlog heeft de radioastronomie een grote vlucht genomen, m.n. nadat was gebleken dat sterke radiobronnen op posities lagen waar optisch niets te zien was (1948) en vaak bleken te samenvallen met extragalactische stelsels, en nadat in 1951de lijnstraling van neutraal waterstof was waargenomen (die overigens al in 1944 theoretisch was voorspeld door H.C.van der Hulst). Ned. astronomen en radiotelescopen (bij Dwingeloo, 1956, en Westerbork, 1969) hebben veel bijgedragen tot de ontwikkeling van deze tak van de astronomie.
De uit het heelal afkomstige radiostraling kan in eerste instantie onderscheiden worden in lijnstraling en continuümstraling.
De lijnstraling, radiostraling van een bepaalde spectraallijn, wordt uitgezonden op een zeer scherp begrensde golflengte. Als de bron van de lijnstraling beweegt ten opzichte van de waarnemer (de aarde), dan veroorzaakt het dopplereffect een verschuiving van de lijn. Neemt men de lijnstraling waar in een groot aantal zeer nauwe frequentiegebieden (kanalen) rond de lijnfrequentie, dan verkrijgt men een zgn. lijnprofiel, dat de intensiteit van de straling geeft als functie van de snelheid van de bron (moleculen of atomen). Door de systematische bewegingen in het Melkwegstelsel is deze snelheid gecorreleerd met een bepaalde afstand. Het waargenomen lijnprofiel kan zo dus worden omgewerkt tot het aantal stralende deeltjes als functie van de afstand in de waarnemingsrichting. Een van de belangrijkste lijnstralingen is de 21,1 cm-lijn van neutraal waterstof (een hyperfijnstructuur-overgang), waarmee men de optisch onzichtbare HI-gebieden van het Melkwegstelsel in kaart heeft gebracht.
Ook in enkele (relatief) dichtbij gelegen extragalactische stelsels (o.a. de Andromedanevel) heeft men neutraal waterstof waargenomen. Andere waargenomen lijnen zijn o.a. de 18 cm-lijn van OH en bij golflengten van enkele millimeters de lijnen van een aantal lichte moleculen zoals CO, HCN en H2CO; hierdoor is de kennis van de interstellaire materie zeer toegenomen.
De radiocontinuümstraling wordt weer onderscheiden in thermische en niet-thermische straling. Thermische straling voldoet aan de stralingswet van Planck en heeft een vrijwel vlak spectrum (in het radiogebied). De voornaamste bronnen van thermische straling zijn elektronen in H II-gebieden, verder de zon en de planeten, terwijl ook de achtergrondstraling (kosmologie) thermisch is. De niet-thermische straling, waarvan de intensiteit vrij snel afneemt met toenemende frequentie, is meestal licht gepolariseerd. Het is vrijwel altijd synchrotronstraling. Deze straling is vaak afkomstig van discrete radiobronnen; de belangrijkste soorten zijn: extragalactische stelsels, galactische nevels, kernen van melkwegstelsels, pulsars, quasars, radiostelsels en supernovaresten.
LITT. J.D.Kraus, Radio astronomy (1966); F.P.Israël (red.), Astronomie in beweging (1976).
