当前位置：首页 > 5章天文观测工具和手段
§5.3 射电望远镜
一、射电望远镜和射电天文学
射电望远镜是射电天文学研究的主要工具。自从19世纪末有人提出电磁波的存在，并与光有许多共同性之后，天文学家就试图发现来自太阳发射的电磁波。但限于当时的技术条件，一直未能接触到波长较短的无线电波。直到1932年，美国为实现横跨太平洋的无线电话通讯建造了30m直径的天线，工程师央斯基意外地收到来自银河系中心方向的15m波长的射电信号。1940年美国另一位无线电工程师雷伯，用自制的抛物面型射电望远镜，第一个绘制出银河系射电图，证实了央斯基的发现；并测到太阳和其它一些天体发出的无线电波。使这位业余天文学家成为射电天文学的先驱。
第二次世界大战中，英国的一军用雷达接收到太阳强烈的射电干扰，使人们对宇宙射电辐射的兴趣越来越浓。战争结束后，战地雷达闲置无用，科学家们把更多的雷达用于射电天文学研究，不久便有了一系列令人惊异的新发现，从而揭开了射电天文学发展的序幕。
射电天文学使用的射电望远镜系统不能象光学望远镜那样靠眼睛观测，而是采用雷达的办法。是用来观测和研究来自宇宙间无线电波段的电磁辐射的。目前所使用的波段是从1mm～30m左右。在这个波段的无线电辐射，不受大气层显著影响而能达到地面。由于无线电波可以穿过可见光不能穿过的尘雾，所以可使射电天文观测深入到以往光学望远镜所不能看到的宇宙深处。且射电观测不受太阳散射光及云层的影响，也不分白天和黑夜都能进行观测，是一种“全天候”望远镜。但射电望远镜也有弱点。它不想光学望远镜那样可以把可见光全部接收，加上不同的滤光片再分出单色光。它只能工作在一个波长，天生就是一个单色仪。若要想观测多个波段，要求有多个馈源和接收机。此外它不像光学望远镜那样能拍摄出多姿多彩的天体照片，只显示出表现强弱的曲线。
二、射电望远镜的原理和结构
射电望远镜的种类很多，但其基本结构和原理是一样的。它一般由天线、接收机（放大器）、记录器和数据的处理显示等装置几部分组成，如图5.12是经典的射电望远镜基本组成和原理示意图。现代射电望远镜的数据采集和记录器都由计算机担当。
射电望远镜的天线多为抛物面形，天线的作用相当于光学望远镜的物镜，其实它与反射望远镜更类似。一个理想的镜面误差不得超过设计镜面的λ/16 ～λ/10(λ为波长)。对于米波误差可以到几厘米，因而可用金属网制成；对于厘米波则需用光滑精确的金属板。来自天体的射电波，经抛物面反射集中到位于抛物面焦点的\照明器\上，即可使信号功率放大10～1000倍。然后由电缆把信号传送到控制室的接收机，再次放大、检波，最后根据研究的需要，对其进行记录、处理和显示。
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巨大的天线是射电望远镜最显著的标志和最重要的部件。射电天文望远镜天线的安装系统有三种形式：一是旋转抛物面天线；二是固定抛物面天线；三是系统组合天线。
图5.13是北京密云射电望远镜天线阵。
目前世界上最大可跟踪抛物面射电望远镜在德国普朗克射电研究所，口径100m，分辨角33角秒（33″）。这样的庞然大物，光天线的可动部分就重达3200吨。但用现代设备操作跟踪，相当灵活。据说，建造一架这样的望远镜，其费用，不亚于建造一座长江大桥。（见图5.14）
世界上最大固定式射电望远镜，安装在波多黎各的美国阿雷西特天文台。它的直径达305m，因固定在山间盆地中，只能靠地球自转改变观测方向。另外，还有法国南锡射电天文台的巨大凹网状射电望远镜，它长300m，高35m，呈带形抛物面。我国国家天文台近期计划在贵州南部的喀斯特洼地，建设500m口径的球面射电望远镜。 三、射电干涉仪
关于射电望远镜的性能，同光学望远镜的道理一样，主要包括聚集辐射能量的状况和分辨目标能力。聚集辐射能量的本领，这里叫做灵敏度，即射电望远镜可观测到最小信号的本领以及能发现强信号最小变化的本领。这种观测微弱信号的能力主要受接收机噪声的限制，只须增加口径，改进仪器和选择好安装地点，即可提高灵敏度。
射电望远镜分辨率高低，与它的口径成正比，与它所接收的波长成反比。但射电波的波长比可见光的波长大得多。从计算得知，要使射电望远镜的分辨本领达到5cm小型光学望远镜那样，其天线口径就得达到500m至500km。这是单个射电望远镜所无法实现的。因此，20世纪50年代以后，人们根据光的干涉原理，制造了射电干涉仪，才解决了这个问题。
最简单的射电干涉仪，是由两台相隔一定距离的天线组成，令其接收同一天体的单频信号（见图5.15A）。两天线间由性能相同，长度相同的传输线把各自收到的信号送到接收机
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进行处理，这等于扩展了望远镜的口径。但实际上，为观测射电源的细节或观测象太阳这样天体的\面源\，需要多天线干涉仪来完成，即由多面等间隔排成一条直线的天线组成。这样，干涉仪沿基线方向分辨本领，相当于口径等于基线长度D的单天线望远镜。
单向排列的干涉仪，只能提高\一维\的分辨本领，如一个东西向的天线阵，只能提高东西向的分辨率，并不能提高南北方向的分辨率。为此，又研制了十字型天线阵，可以直接获得二维的高分辨率。20世纪60年代建成的英朗格洛米尔斯十字阵，由两列长1600m，宽12m的抛物柱面交叉组长。
由上述得知，为提高分辨本领，必须尽量增大天线间的距离。但这也会遇到技术上的困难。如传输线过长，会造成各路信号间位相差，影响接收质量。因此，又有\甚长基线干涉仪\（VLBI）问世(见图5.15B)。它完全去掉连接线，每台干涉仪完全独立，它们都有原子钟控制的高稳定度的本振系统和磁带记录装制，把各自在同一时刻接收的同一信号记录下来，再把这些记录送到处理机中进行相关运算，求出观测结果。这样可使天线间的距离增长，甚至可近似地球的直径。如格林班克--昂萨拉甚长基线干涉仪，基线长6319m，工作波长6cm，分辨本领达0.0006″，远远超过一般光学望远镜水平。
四、综合孔径射电望远镜
射电望远镜虽然有许多优点，但它不能象光学望远镜那样可以直接成像。而综合孔径射电望远镜解决了这个问题。
我们知道，由于任何图像都可以分解成许多亮度的正弦和余弦成份分布（即化整为零）反过来，如果已知这些正弦和余弦成份分布，也就可以再把它们合成原来的图像（聚零为整）。综合孔径方法，就是先化整为零，分别测出它们各个分量，再利用计算机处理，聚零为整，呈现原来图像。这有点与电视发射和接收的道理相类似。其具体做法，是将两面以上的天线形成天线干涉仪，由其干涉信号的振幅和位相得到亮度分布的正弦、余弦成份。再对这些数据进行处理，便得到观测目标的射电图像。
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综合孔径射电望远镜都是多天线系统。例如：美国新墨西哥州国立射电天文台的\甚大阵\（VLA）综合孔径射电望远镜，由27面口径25m的天线沿Y型基线排列，每臂长21km，分辨角0.1″，成像时间为8小时。它的研制成功，在射电天文观测技术上是一项重大突破，最早发明这一技术的英国射电天文学家赖尔因此获得1974年的诺贝尔物理学奖。
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