VŨ TRỤ VÔ TUYẾN
MẶT TRỜI YÊN TĨNH VÀ BÃO TỐ. Mặt Trời là nguồn vô tuyến rực sáng nhất trên bầu trời, nhưng chỉ vì nó gần Trái Đất hơn so với những thiên thể khác. Nếu đặt Mặt Trời vào khoảng cách của những ngôi sao gần nhất thì có thể nhìn thấy nó bằng mắt thường, nhưng lại không nhìn thấy được thậm chí bằng các kính thiên văn lớn nhất. Trong vùng vô tuyến Mặt Trời bức xạ chỉ một lượng năng lượng rất nhỏ của mình. Bức xạ này là gì vậy? Bức xạ vô tuyến của Mặt Trời chia làm hai loại: bức xạ Mặt Trời yên tĩnh và bùng tóe vô tuyên. Bức xạ vô tuyến của Mặt Trời yên tĩnh quan sát được vào thời kì hoạt động tối thiểu của Mặt Trời có chu kỳ trung bình là 11 năm. Bức xạ này chủ yếu xuất hiện ở vùng khí quyển Mặt Trời trải dài. Hoạt động của Mặt Trời được thể hiện bằng các luồng hạt phun của plasma mà trong vùng ánh sáng thông thường có thể nhìn thấy ở các dạng bừng sáng (vụ nổ) và tia lửa kèm theo sự bùng tóe vô tuyến- nghĩa là bức xạ vô tuyến tăng đột biến lên hàng triệu lần trong thời gian ngắn.
Chính nguồn phun của plasma cũng chuyển động với vận tốc lớn và sau khoảng vài chục phút thì tới Trái Đất. Chúng tác động lên tầng ion (tầng điện li) Trái Đất tạo nên cực quang, bão từ, phả huỷ liên lạc vô tuyến sóng ngắn. Rất may là từ trường Trái Đất bẻ cong dòng hạt tích điện và nhốt chúng vào trong ''bẫy'' từ quyển. Nhưng các nhà du hành vũ trụ có mặt trên quỹ đạo gần Trái Đất có thể bị ảnh hưởng xấu bởi sự bức xạ cao quá mức. Nói chung, sự theo dõi hoạt động của Mặt Trời và dự báo hoạt động đó có một ý nghĩa thực tế rất lớn. Ưu thế của nghiệp vụ vô tuyến so với nghiệp vụ quang học trong việc quan sát Mặt Trời là ở chỗ nó hoạt động trong mọi thời tiết.
PUNXA. Lịch sử phát hiện ra punxa thật đáng nhớ. Trong những năm đầu phát triển, thiên văn vô tuyến bị thiếu hụt nhiều nhất là "cái nhìn sắc nét". Hình ảnh của các nguồn vô tuyến rất mờ nhạt như thể không được điều tiêu. Rất cần cho công việc bất kì phương pháp gì giúp ta phân biệt các nguồn trải rộng kiểu tàn tích các siêu sao mới với các nguồn đặc nhỏ là nhân của các thiên hà và các quada. Một trong những phương pháp đó là quan sát sự nhấp nháy của nguồn vô tuyến.
Trong những đêm quang đãng có thể nhận thấy rằng những ngôi sao sáng, đặc biệt là những ngôi sao ở gần đường chân trời, thay đổi độ sáng rất nhanh: chúng nhấp nháy. Điều đó liên quan tới những đặc điểm của việc ánh sáng xuyên qua khí quyển: tính không đồng nhất của môi trường không khí đã làm biến dạng các chùm tia sáng và mắt người quan sát thì nhìn thấy lúc thì nhiều lúc thì ít ánh sáng. Tuy vậy, những hành tinh như sao Kim, sao Mộc, sao Hoả thì không nhấp nháy. Vấn đề ở chỗ các ngôi sao đó trên bầu trời không phải là những chấm, mà là những hình đĩa trải rộng. Sự nhấp nháy của những điểm riêng biệt trên đã được trung bình hoá và chúng ta nhìn thấy độ sáng không đổi. Như vậy xét theo sự nhấp nháy có thể phân biệt một nguồn đặc nhỏ bức xạ với một nguồn trải rộng. Trong vùng vô tuyến sự nhấp nháy được quan sát trên tính không đồng nhất của các plasma giữa các hành tinh được phóng ra từ khí quyển Mặt Trời. Vào giữa thập niên 60 các nhà thiên văn vô tuyến Anh đã tiến hành cuộc quan sát tổng quát đầy đủ đầu tiên để phát hiện các nguồn vô tuyến nhấp nháy trên sóng 75 cm của vùng trời bán cầu bắc. Để làm được việc đó người ta đã xây lắp mạng lưới ăngten chuyên dụng từ các dãy dây đồng song song. Công việc phân tích các quan sát được giao cho nữ nghiên cứu sinh người Anh của trường đại học tổng hợp Cămbritgiơ tên là Giôxlin Ben (Jocelyn Bell). Người hướng dẫn khoa học đồng thời là người tổ chức toàn bộ chương trình là Antôny Hiuisơ.
Sự nhấp nháy trên plasma gần Mặt Trời chỉ quan sát được vào ban ngày khi mà nguồn vô tuyến nằm ở khoảng cách 30 – 600 đối với Mặt Trời. Nhưng Giôxlin quyết định không ngắt bộ phận tự ghi bức xạ vô tuyến ngay cả vào ban đêm. Ngày lại ngày cô theo dõi cẩn thận các ghi chép, định vị các nguồn vô tuyến nhấp nháy. Và một lần cô đã tìm thấy một nguồn vô tuyến biến thiên rất nhanh - "nhiễu", được quan sát thấy vào đêm khuya, khi các nguồn nhấp nháy không thể có. Sau đó Giôxlin phát hiện ra rằng "nhiễu" đó lại lặp lại sau 23 giờ 56 phút. Chúng ta hãy nhắc đến phát hiện của Gianxki. Đúng, chu kỳ này tương ứng với một ngày sao. Có nghĩa là nguồn này nằm ở ngoài hệ Mặt Trời.
Hiuisơ, Ben và các thành viên khác của nhóm nghiên cứu Cămbritgiơ làm băng chuyên dụng ghi "nhiễu" với tốc độ tự ghi được tăng cao. Họ đã thấy rằng tín hiệu kì xạ này là những xung ngắn có chu kì mà mức độ lặp lại chính xác của nó thật tài tình. Lúc đầu các nhà thiên văn còn cho rằng họ đã phát hiện được tín hiệu của một nền văn minh ngoài Trái Đất. Chính vì vậy mấy tháng liền phát hiện được giữ kín hoàn toàn. Các băng ghi tín hiệu theo chu kỳ chuyên dụng đầu tiên được thực hiện ngày 28 tháng l l năm l967 mà mãi đến tháng 2 năm 1968 phát hiện đó mới được công bố. Trong thời gian đó Giôxlin còn tìm thấy trong băng ghi của mình vài nguồn tương tự nữa. Theo tính chất xung của bức xạ chúng được đặt tên là punxa (pulsar, tức sao xung). Do công phát hiện và giải thích bức xạ vô tuyến của các punxa mà Antôn Hiuisơ được tặng giải Nôben về vật lí năm 1974 chung với Mactin Railơ (Martin Ryle). Ngày nay người ta đã xác định được rằng punxa là những ngôi sao nơtron được hình thành sau vụ nổ của các ngôi sao siêu mới. Sao nơtron là một đối tượng rất độc đáo. Khối lượng của nó lớn gấp rưỡi khối lượng Mặt Trời mà bán kính chỉ quãng 10 km. Nó phát ra dòng bức xạ vô tuyến định hướng hẹp. Do sao nơtron quay mà nguồn này lọt vào tầm nhìn của người quan sát bên ngoài. Sau các khoảng thời gian cố định - như vậy là đã hình thành các xung của phunxa (xem mục "Các đối tượng khác thường: sao nơtron và lỗ đen").
Tính bất biến của chu kỳ xung động được giải thích bởi tính ổn định trong việc quay của các sao nơtron. Một vài punxa thậm chí còn được dùng để kiểm tra độ chính xác của đồng hồ.
Ngày nay người ta đã biết tới hàng trăm punxa. Những punxa gần nhất nằm ở khoảng cách 100 năm ánh sáng đối với Mặt Trời. Sao nơtron punxa là giai đoạn kết thúc sự tiến hóa của các ngôi sao có khối lượng lớn.
THIÊN HÀ VÔ TUYẾN KHỔNG LỒ. Hầu như mỗi thiên hà là một nguồn vô tuyến. Dòng sóng vô tuyến cơ bản được sinh ra bởi các electron có năng lượng cao chuyển động trong từ trường yếu của khoảng trống giữa các sao. Đóng góp vào bức xạ vô tuyến có cả các mảnh còn lại của các siêu sao mới, cả các tinh vân khí được nung nóng bởi các ngôi sao trẻ. Nhưng về tổng thể thì các thiên hà là những "trạm vô tuyến" tương đối yếu. Một thiên hà bình thường phát xạ trong vùng vô tuyến một lượng năng lượng kém mấy bậc so với vùng quang học hay hồng ngoại của phổ. Tuy vậy vẫn có những ngoại lệ kì lạ: có những thiên hà mà cường độ bức xạ lớn hơn hàng nghìn hoặc hàng vạn lần so với Thiên Hà của chúng ta hoặc các hệ sao giống như chúng. Chính vì vậy chúng được gọi là những thiên hà vô tuyến.
Ở khoảng cách đến chúng ta quãng 16 triệu năm ánh sáng, trong chòm sao [Bán] Nhân Mã có thiên hà elip mã số NGC 5128. Đây là thiên hà gần chúng ta nhất có bức xạ vô tuyến mạnh. Một trong những nguồn vô tuyến rực rỡ nhất trên bầu trời: Centaurus A có mối liên hệ với nó. Thiên hà NGC 5128 được biết rõ ngay cả trước khi phát hiện ra nguồn vô tuyến này. Thông thường thì trên các thiên hà elip có ít bụi và khí (xem mục "Sự đa dạng của các thiên hà") thế mà NGC 5128 dường như được xẻ ra làm hai phần bởi dải bụi tối rộng mà nó chứa nhiều đám mây khí. Các nhà thiên văn cho rằng trong quá khứ xa xôi ở đây có thể đã xảy ra sự va đập của thiên hà elip khổng lồ với hệ sao khác chứa đựng số lượng lớn khí giữa các sao. Chắc chắn hơn cả là thiên hà elip đã phá huỷ thiên hà xoắn. Sự làm giàu thiên hà elip bằng khí do thiên hà hình xoắn mang lại đã đảm bảo sự hoạt động của thiên hà vô tuyến Centaurus A.
Trên hình ảnh vô tuyến Centaurus A được nhìn thấy ở dạng nguồn trung tâm (nó trùng với đám mây rực sáng ở chính giữa tâm thiên hà trên ảnh quang học) và hai nguồn phun vô
tuyến rất mạnh vượt hẳn ra ngoài ranh giới ảnh quang học. Nhìn thấy cả cái cầu mảnh nối nhân và các dải phun vô tuyến.
Còn một thiên hà vô tuyến khác khổng lồ hơn nằm ở chòm sao Thiên Nga. Đây là nguồn vô tuyến Thiên Nga A (Cygnus A) rực sáng nhất ở ngoài Thiên Hà. Nó ở cách Thiên Hà của chúng ta 700 triệu năm ánh sáng. Nguồn vô tuyến đặc nhỏ trung tâm được đồng nhất với thiên hà elíp khổng lồ mà có lẽ đang hoặc đã trải qua sự va đập với một hệ sao khác.
Phần lớn các thiên hà vô tuyến có cấu trúc đôi và nguồn bức xạ đặc nhỏ ở tâm. Xuất hiện một sự giải thích rằng thiên hà trung tâm nhờ cơ cấu thế nào đó phun ra hai dòng hạt tích điện tốc độ cực cao thường ngược chiều nhau và chúng khi chuyển động trong từ trường, phát sinh ra bức xạ vô tuyến xincrôtrôn. Những dòng hạt tốc độ cao trong khoảng thời gian nhiều triệu năm phun từ đâu tới và cái gì là nguồn năng lượng của chúng? Thí dụ như trong các punxa, nguồn năng lượng là sự chuyển động quay của ngôi sao nơtron từ. Có lẽ là trong các thiên hà vô tuyến năng lượng được sinh ra bởi cái gọi là lỗ đen, một vật thể có khối lượng nhưng rất đặc nhỏ, được hình thành ở tâm thiên hà khổng lồ. Đối với một vài thiên hà có những bằng chứng gián tiếp về sự tồn tại các lỗ đen: sự quay rất nhanh của khí ở chính giữa tâm thiên hà. Sự quay này đòi hỏi phải có một vật thể đặc nhỏ và có khối lượng lớn, không 4
bức xạ ánh sáng (xem mục "Những đối tượng khác thường: những ngôi sao nơtron và lỗ đen" và "Những thiên hà có nhân phát xạ").
Khí giữa các sao tồn tại cạnh một lỗ đen tự quay như vậy sẽ rơi vào nó và sẽ bị cuốn vào vòng quay. Tác động tương hỗ giữa các hạt trong chất khí - ma sát nhớt - dẫn tới sự hình thành đĩa khí có mật độ lớn. Càng tiến gần đến lỗ đen, khí càng được nung nóng tới hàng triệu độ.
Khí rơi vào đó mang trong nó từ trường. Từ trường này trở thành rất mạnh khi ở gần lỗ đen. Tác động tương hỗ của nó với khí nóng đang chuyển động rất nhanh trong trường hấp dẫn mạnh của lỗ đen, dẫn tới các hiệu ứng plasma phức tạp kèm theo sự tăng tốc của những hạt tích điện (prôton, êlectron) và chúng bị phun ra từ nhân và sau đó là từ thiên hà dưới dạng hai dòng có hướng hẹp. Bức xạ xincrôtron của các êlectrôn xuất hiện trong quá trình đó biến thiên hà với nhân phát xạ như vậy thành thiên hà vô tuyến.
Quá trình bắn các hạt có tốc độ cao có thể tiếp tục hàng chục triệu năm cho tới khi cạn kiệt nguồn khí có khả năng "ngã" vào chính tâm của thiên hà. Xuất hiện câu hỏi: nguồn khí để nuôi dưỡng lỗ đen từ đâu mà có? Nó có phải là những mảnh còn lại của những ngôi sao tiến tới rất gần lỗ đen và bị vỡ vụn bởi trường hấp dẫn của lỗ đen hay là khí "ngã" vào thiên hà từ bên ngoài? Cả hai phương án đều có thể xảy ra. Xem ra nhân trở thành phát xạ khi thiên hà elíp, chứa đựng lỗ đen có khối lượng lớn và rất ít khí, va chạm với một thiên hà xoắn, chứa nhiều khí giữa các sao. Khi hai thiên hà nhập lại thành một hệ, khí phải tạo ra một chiếc đĩa quay (giống như chiếc đĩa quan sát được ở NGC 5128) hơn nữa một phần khí có tốc độ không đáng kể có thể rơi vào chính nhân của thiên hà, kích thích tính phát xạ của nó.
QUADA. Quada (quasar) bức xạ một lượng năng lượng bằng năng lượng bức xạ của hàng chục, hàng trăm thiên hà gộp lại. Và khi đó quada trông giống như các điểm thiên thể dạng sao, do đó chúng được gọi là nguồn bức xạ vô tuyến chuẩn sao (giống như sao) trong tiếng Anh là quasi-stellar object và gọi tắt là quasar - (chuẩn tinh).
Lịch sử phát hiện ra chúng rất đáng chú ý. Trong những năm đầu phát triển thiên văn vô tuyến, vị trí của những nguồn đã được tìm thấy trên bầu trời chưa được xác định chính xác. Đôi khi nguồn bức xạ vô tuyến trùng với một thiên thể quang học khác thường nào đó, thí dụ với tinh vân Cua. Nhưng trong phần lớn các trường hợp ngay ở vị trí của những nguồn vô tuyến khá mạnh trên ảnh thông thường vẫn chẳng có gì đáng để ý. Cần có toạ độ chính xác của những nguồn vô tuyến để tiến hành xác định đồng nhất với thiên thể quang học một cách kỹ hơn.
Các nhà thiên văn đã đưa ra một phương pháp độc đáo để xác định toạ độ của một số nguồn vô tuyến. Đôi khi Mặt Trăng di chuyển trên bầu trời đã đi qua trước mặt một nguồn vô tuyến nào đó và che khuất nó. Vì vị trí của mặt trăng ở bất kỳ thời điểm nào cũng đã được biết tới một cách rất chính xác nên chỉ cần ghi lại thời điểm, nguồn bức xạ vô tuyến biến mất sau đĩa Mặt Trăng và thời điểm nó xuất hiện trở lại.
Năm 1963 Mặt Trăng đã đi qua trước mặt nguồn vô tuyến sáng 3C 273. Việc quan sát sự che khuất này được thực hiện bằng kính thiên văn Parkes (Úc) và đã đòi hỏi sự chuẩn bị rất phức tạp. Tháp kính thiên văn Parkes ở độ cao không lớn lắm, do vậy không thể hướng gương xuống đường chân trời với góc thâp hơn 300, đơn giản là nó sẽ tỳ vào mặt đất. Nhưng sự che khuất 3C 273 bởi Mặt Trăng đã diễn ra thấp hơn! Người ta đã phải tháo một vài tấn cơ cấu kim loại đỡ để việc quan sát có thể thực hiện được. Trước lúc Mặt Trăng che khuất nguồn vô tuyến vài giờ, trên các đài phát thanh địa phương đã thông báo yêu cầu không mở bất kỳ một máy phát nào. Những con đường ở gần kính thiên văn vô tuyến đều được kiểm soát kỹ để không một chiếc ô tô ngẫu nhiên nào có thể đi qua.
Tất cả những biện pháp đó không phải là uổng phí. Việc theo dõi đã diễn, ra thành công. Và nguồn vô tuyến 3C 273 đã được đồng nhất với ngôi sao có độ sáng cấp 13.
Đối với các nhà thiên văn thì đây là một ngôi sao sáng. Khi xem xét kỹ người ta đã phát hiện ra rằng từ nó tỏa ra vầng sáng kéo dài 20". Để nhận biết ngôi sao ấy là gì, cần nhận được quang phổ của nó. Ở nguồn vô tuyến 3C 273 phổ đó hoàn toàn không giống với quang phổ của ngôi sao thuộc bất kỳ loại nào và chứa những vạch bức xạ sáng đặc trưng cho các tinh vân khí. Người ta đã vỡ lẽ rằng những vạch này thuộc các nguyên tố hoá học thông thường nhưng chúng bị dịch chuyển mạnh về phía đỏ, tương ứng với sự rời xa của 3c 273 khỏi Trái Đất với vận tốc khoảng 50000 km/s. Tất cả các thiên hà đều tham gia vào sự giãn nở chung của Vũ Trụ và rời xa nhau với vận tốc càng lớn khi khoảng cách giữa chúng càng lớn. Hệ số tỷ lệ trong định luật giãn nở này của Vũ Trụ do nhà thiên văn người Mỹ Etuyn Hơpbơn tìm ra, được gọi là: hằng số Hơpbơn. Biết được tốc độ rời xa của một thiên hà, có thể xác định được khoảng cách tới nó. Nguồn 3C 273 có vẻ là xa hơn phần lớn các thiên hà quen biết, ở khoảng cách hơn một tỷ năm ánh sáng.
Hiện nay đã phát hiện ra hàng nghìn quada. Không phải tất cả, nhưng rất nhiều trong số chúng là những nguồn vô tuyến mạnh nhất. 3C 273 là một trong số những nguồn gần nhất. Phần lớn quada ở cách chúng ta 10 - 15 tỉ năm ánh sáng, nghĩa là gần như ở giới hạn rìa của Vũ Trụ quan sát được. Những thiên thể tựa như những ngôi sao, rời xa khoảng cách khổng lồ và bức xạ năng lượng lớn hơn hàng chục thậm chí hàng trăm lần toàn bộ những thiên hà là gì? Công suất bức xạ của các quada có độ trưng lớn nhất lên tới mức vượt công suất bức xạ của ngôi sao bình thường, kiểu như Mặt Trời chẳng hạn, hàng tỷ lần! Vẫn chưa có lý thuyết hoàn thiện về quada, nhưng các nhà vật lý thiên văn đã có giả thuyết rất gần với sự thật. Theo những tính chất quan sát được thì những quada giống như những nhân phát xạ của những thiên hà quen biết (xem mục "Những thiên hà có nhân phát xạ"), chỉ có điều là mức phát xạ của chúng lớn hơn nhiều. Chúng cũng có những đặc trưng là chuyển động mạnh mẽ của khí, là bức xạ vô tuyến mạnh và những dòng vật chất phun ra. Cũng như các nhân phát xạ của các thiên hà, quada là những nguồn bức xạ biến đổi. Đã xuất hiện một giả định rằng tất cả các quada hoặc ít ra là phần lớn trong số chúng là nhân của những thiên hà xa xôi ở giai đoạn phát xạ vô cùng cao, khi bức xạ quang học của chúng có cường độ mạnh tới mức "làm tắc nghẽn" bức xạ của chính thiên hà. Quả thực, xung quanh nhiều quada không xa xôi lắm đã phát hiện thấy sự chiếu sáng yếu ớt, có vẻ là có liên quan tới hệ sao bao quanh chúng: Thậm chí đôi khi còn nhìn thấy các chi tiết cấu trúc đặc trưng đối với các thiên hà.
Sau khi làm quen với các quada chưa chắc độc giả đã nghĩ tới việc, còn động chạm tới một cái gì đó khổng lồ hơn. Tuy vậy chính điều này đang xuất hiện trước chúng ta. Chúng ta sẽ nghĩ về thành tựu quan trọng nhất của thiên văn vô tuyến phát hiện ra bức xạ vô tuyến tàn dư. Nó là dư âm của Vụ Nổ Lớn của Vũ Trụ.
BỨC XẠ TÀN DƯ CỦA VŨ TRỤ. Theo quan niệm hiện đại thì Vũ Trụ đang giãn nở trong quá khứ đã có mật độ vật chất và nhiệt độ rất lớn. Hơn 15 tỉ năm trước tất cả vật chất mà ngày nay các thiên hà được tạo thành là plasma một độ đặc, có nhiệt độ cao. Vật chất và bức xạ tồn tại trong sự cân bằng nhiệt động lực học. Khoảng một triệu năm sau lúc bắt đầu giãn nở, nhiệt độ bị hạ thấp tới mức xảy ra sự tóm bắt êlectrôn bởi hạt nhân nguyên tử mà sau đó sự cân bằng giữa bức xạ và vật chất bị vi phạm. Năng lượng của các lượng tử không đủ để ion hoá hyđrô trung hoà. Do vậy sự bức xạ bắt đầu đi xuyên qua vật chất như là xuyên qua môi trường trong suốt vậy. Ở thời điểm tái tổ hợp, nhiệt độ của vật chất đạt tới khoảng 3000K. Bức xạ không tương tác với vật chất sẽ phải ở lại mãi mãi trong Vũ Trụ như một "kỷ niệm" về giai đoạn đầu sự tiến hoá của nó. Cùng với mức độ giãn nở của Vũ Trụ, bức xạ bị nguội đi, nghĩa là phổ của nó tương ứng với bức xạ nhiệt của môi trường với nhiệt độ ngày càng giảm dần. Theo tính toán của nhà vật lí thiên văn người Mỹ gốc Nga Gioocgiơ Gamốp thực hiện từ năm 1948 thì nhiệt độ bức xạ ngày nay cần phải là 5 - 6 K. Đầu thập niên 60 nhà vật lí thiên văn Rôbơt Đike cùng với những đồng nghiệp của mình ở Trường đại học tổng hợp Prinxtơn của Mỹ đã lập chương trình tìm kiếm bức xạ này. Cùng lúc đó các nhà bác học Xô viết A. Đ. Đôrôskêvich và I. Đ. Nôvicốp đã độc lập tính toán phổ bức xạ và dự kiến rằng có thể tìm ra nó.
Trong thời gian đó những kĩ sư người Mỹ là Acnô Pendiat và Rôbớt Uynxơn đã căn chỉnh một ăngten lớn hình loa chuyên tiếp phát lại các chương trình truyền hình từ Mỹ sang châu Âu qua vệ tinh liên lạc trên sóng 7,3 cm. (Mọi thứ vẫn như vào thời của Gianxki!). Các số liệu đo đạc chỉ rõ rằng sau khi đã tính toán cẩn thận tạp âm nhiễu của bầu trời, Trái Đất, của dây cáp và chính của bộ khuếch đại, thì còn lại là tín hiệu kí sinh tương ứng với nguồn có nhiệt độ khoảng 3,5 K. Để tìm ra nguyên nhân tín hiệu các kĩ sư đã tháo ăngten ra thành từng phần. Hoá ra là ở trong ăngten có hai con bồ câu làm tổ. Tuy vậy những con bồ câu cùng với tổ của chúng chỉ tạo ra một phần tín hiệu kí sinh (với nhiệt độ 0,5 K). Ba độ bí ẩn còn lại không sao gạt bỏ được. Bức xạ với nhiệt độ như vậy đến từ khắp các hướng trên bầu trời. Năm 1965 Pendiat và Uynxơn đã đăng trong "Tạp chí Vật lý thiên văn" bài báo với nhan đề đo đạc sự thừa nhiệt độ ăngten ở tần số 4080 mêgahec". Năm 1978 họ được nhận giải Nôben do những phát hiện của mình.
Bây giờ người ta đã xác định rõ ràng rằng bức xạ vô tuyến 3 độ đến từ hướng bất kì trên bầu trời là bức xạ Vũ Trụ nóng, còn lại của thời kì tái tổ hợp. Sự phát hiện ra bức xạ nền còn được gọi là bức xạ tàn dư hay bức xạ hoá thạch đã khẳng định vững chắc mô hình của Vũ Trụ nóng giãn nở.
Sự phân bố năng lượng trong phổ của bức xạ nền vũ trụ tương ứng với nhiệt độ 2,7 K, không phụ thuộc vào hướng quan sát. Chính vì vậy nó thường được gọi là bức xạ 3 độ. Chỉ những đo đạc với độ chính xác cao mới cho phép phát hiện ra sự không đồng nhất rất yếu. Nó liên quan tới chuyển động của chính người quan sát. Đã phát hiện được ra sự gia tăng không đáng kể của nền tàn dư ở hướng mà Trái Đất chuyển động cùng Mặt Trời và toàn bộ Ngân Hà của chúng ta (với vận tốc vài trăm kilômét một giây) so với trường điện từ chung của bức xạ tàn dư, cái này như thể quy định hệ toạ độ "tuyệt đối" trong Vũ Trụ.
Thiên văn học vô tuyến đồng thời còn nghiên cứu các vấn đề như sự phân cực của bức xạ vô tuyến vũ trụ, những nghiên cứu về vũ trụ học dựa trên cơ sở những tính toán thống kê các nguồn vô tuyến; những cơ cấu phát sinh bức xạ vô tuyến; những đặc điểm phân bố bức xạ vô tuyến ở môi trường giữa các sao. Thực chất đây vẫn còn là một ngành khoa học non trẻ. Rất nhiều các hiện tượng và đối tượng bí ẩn vẫn còn chờ những nhà nghiên cứu của chúng ta.
