專題講座3-射電望遠(yuǎn)鏡綜述

射電望遠(yuǎn)鏡概述一、射電天文學(xué)的萌生二、射電望遠(yuǎn)鏡原理三、世界大型單天線射電望遠(yuǎn)鏡四、我國射電天文望遠(yuǎn)鏡五、綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡六、甚長基線干涉儀系統(tǒng)的發(fā)展射電天文觀測的重要性

10項(xiàng)天文諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)中射電天文占50％

1，綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡的發(fā)明

2，脈沖星的發(fā)現(xiàn)

3，脈沖雙星的發(fā)現(xiàn)

4，微波背景輻射的發(fā)現(xiàn)

5，微波背景輻射各項(xiàng)異性的發(fā)現(xiàn)

20世紀(jì)30年代初美國貝爾電話實(shí)驗(yàn)室的央斯基發(fā)現(xiàn)銀河系中心發(fā)射來的無線電波。1，射電天文的萌生一、射電望遠(yuǎn)鏡和射電天文學(xué)的萌生央斯基K.G.Jansky

20世紀(jì)20年代末，貝爾電話實(shí)驗(yàn)室，央斯基負(fù)責(zé)研究短波無線電通訊中的靜電干擾，意外地發(fā)現(xiàn)來自天體的無線電噪聲。1932年，宣布接收到來自太陽的噪聲；1933年，指出來自銀河系中心；1935年，再次發(fā)表進(jìn)一步的觀測結(jié)果。JanskyAntenna旋轉(zhuǎn)天線天線指向銀河系的某個(gè)部分，就會(huì)收到輻射，指向銀河系中心處有最大響應(yīng)。這些輻射與接收機(jī)耳機(jī)中產(chǎn)生的噪聲類似。雷伯（GroteReber）無線電工程師研制一臺(tái)9.5米反射面射電望遠(yuǎn)鏡驗(yàn)證了央斯基的結(jié)果雷伯射電望遠(yuǎn)鏡

現(xiàn)放置在

NRAOinWestVirginia觀測結(jié)果等強(qiáng)度線銀河系結(jié)構(gòu)給出3個(gè)強(qiáng)射電源第一幅射電天圖中性氫－21厘米譜線VandeHulst1944年預(yù)言中性氫原子的基態(tài)的超精細(xì)結(jié)構(gòu)之間存在躍遷H.I.尤恩和E.M.柏塞爾（1951年Nature論文）：1951年3月25日第一次檢測到這根譜線；1958年，奧爾特等提出利用21厘米譜線研究銀河系的旋渦結(jié)構(gòu)。21厘米譜線的觀測，引起了銀河系結(jié)構(gòu)研究中的一場革命。

第二次世界大戰(zhàn)中斷了射電天文學(xué)的發(fā)展。戰(zhàn)爭中發(fā)展的雷達(dá)技術(shù)為戰(zhàn)后射電天文發(fā)展準(zhǔn)備了絕好的條件（人員和技術(shù)）。太陽射電爆發(fā)使英軍雷達(dá)受到嚴(yán)重干擾。雷達(dá)對(duì)無線電信號(hào)非常靈敏，可以接收銀河系、太陽的射電輻射及流星遺跡回波。雷達(dá)接收系統(tǒng)就是射電望遠(yuǎn)鏡。2，雷達(dá)技術(shù)的發(fā)展3，大氣窗口

可見光和無線電波段。射電天文觀測不到100年。新興的射電天文顯示出極大的優(yōu)越性。紅外、紫外、X射線和伽瑪射線被大氣層所阻隔，必須把探測設(shè)備放入太空軌道才能發(fā)揮功能。4，天文觀測的主要要求

（1）能接收到來自天體的微弱輻射靈敏度度的定義:最小可測流量密度

A為天線面積，f是頻寬，t是觀測時(shí)間

Tsys接收系統(tǒng)溫度，

流量密度單位：央斯基（10－26爾格/秒·赫茲·米2）

（2）能看清天體細(xì)節(jié)，有很高的空間分辨率

分辨角（

）與波長（λ）成正比，與望遠(yuǎn)鏡的口徑（D）成反比。分辨角越小，分辨率越高。光學(xué)波段的波長遠(yuǎn)比射電波段的短，光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的分辨率遠(yuǎn)比射電望遠(yuǎn)鏡高。旋轉(zhuǎn)拋物面天線射電望遠(yuǎn)鏡結(jié)構(gòu)天線＋接收器（放大器）＋數(shù)據(jù)采集（計(jì)算機(jī)）＋紀(jì)錄器5，射電望遠(yuǎn)鏡原理

旋轉(zhuǎn)拋物面

與主軸平行的光，經(jīng)反射后會(huì)聚到焦點(diǎn)每道光的路程都相等ABF＝CDF＝EGF＝HKF＝…在焦點(diǎn)處電波相位相同

A

來自與主軸平行的天體射電波，經(jīng)反射后會(huì)聚到焦點(diǎn)上，天線的面積越大，會(huì)聚的能量越多。光學(xué)望遠(yuǎn)鏡反射鏡的作用也一樣。大望遠(yuǎn)鏡的作用並不是要把天體圖象放得很大，而是要提供一個(gè)較亮和較清晰的影像。拋物面天線的作用之一：收集能量

來自與拋物面主軸平行方向上的天體射電波經(jīng)拋物面反射后會(huì)聚到焦點(diǎn)；凡偏離主軸方向較多的射電波都不會(huì)會(huì)聚到焦點(diǎn)處，因此只能接收到來自主軸方向附近一個(gè)角度的電磁波，具有很強(qiáng)的方向性。這個(gè)角稱為分辨角，分辨角越小，則分辨率越高。拋物面天線的作用之二：方向性

望遠(yuǎn)鏡天線表面如果和理想拋物面有差別，來自與拋物面主軸平行方向上的天體射電波不能會(huì)聚到焦點(diǎn)上。導(dǎo)致靈敏度和分辨率都變差；只有當(dāng)拋物面天線的表面精度達(dá)到1/20波長，才不會(huì)影響。厘米波段天線，精度要求幾毫米。天線表面要求高精度加拿大多米尼爾射電天文臺(tái)10米波射電望遠(yuǎn)鏡

為了提高望遠(yuǎn)鏡的靈敏度和分辨率，20世紀(jì)50年代，英國一馬當(dāng)先，建造大型射電望遠(yuǎn)鏡美、澳、前西德也奮起直追。美國Arecibo305米射電望遠(yuǎn)鏡德國Bonn100米射電望遠(yuǎn)鏡美國GreenBank100×110射電望遠(yuǎn)鏡

英國JodrellBank76米射電望遠(yuǎn)鏡澳大利亞Parkes64米射電望遠(yuǎn)鏡三，國際上大型射電望遠(yuǎn)鏡美國Arecibo305米射電望遠(yuǎn)鏡1，沒有主光軸，便于觀測不同方向的射電源；2，聚焦在一條線上；3，對(duì)饋源要求復(fù)雜；球面天線的特點(diǎn)美國Arecibo305米射電望遠(yuǎn)鏡饋源系統(tǒng)美國Arecibo305米天線下面

英國JodrellBank76米射電望遠(yuǎn)鏡英76米天線的饋源塔英76米天線表面英76米天線背面德國Bonn100米口徑射電望遠(yuǎn)鏡德100米天線表面第二反射面及支架德100米射電望遠(yuǎn)鏡部分接收機(jī)系統(tǒng)美國110米×100米射電望遠(yuǎn)鏡美國110米×100米射電望遠(yuǎn)鏡偏焦，饋源及支架不阻擋信號(hào)增加天線面積主動(dòng)反射面，由2400塊金屬板組成工作波長3米到2.6毫米

美100米×110米天線背面的結(jié)構(gòu)澳大利亞Parkes64米射電望遠(yuǎn)鏡澳大利亞Parkes64米射電望遠(yuǎn)鏡饋源澳大利亞64米射電望遠(yuǎn)鏡13波束饋源

我國射電天文學(xué)始于1958年。從與蘇聯(lián)射電天文學(xué)家合作在海南島觀測日環(huán)食開始。觀測太陽的小型太陽射電望遠(yuǎn)鏡發(fā)展快。四，我國的射電望遠(yuǎn)鏡

北京懷柔太陽射電望遠(yuǎn)鏡上海和烏魯木齊25米射電望遠(yuǎn)鏡青海13.7米射電望遠(yuǎn)鏡（毫米波）北京密云綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡北京50米和昆明40米射電望遠(yuǎn)鏡三臺(tái)望遠(yuǎn)鏡的頻率范圍為：1.10—2.06GHz；2.6—3.8GHz和5.2—7.6GHz（從上到下）北京懷柔太陽射電寬帶動(dòng)態(tài)頻譜儀觀測太陽射電爆發(fā)北京密云50米口徑射電望遠(yuǎn)鏡云南天文臺(tái)40米口徑射電望遠(yuǎn)鏡2006年建成，昆明鳳凰山中國探月工程項(xiàng)目上海天文臺(tái)65米射電望遠(yuǎn)鏡（2012）25米射電望遠(yuǎn)鏡（1987）專門為甚長基線干涉觀測研制的，國際聯(lián)網(wǎng)觀測的重要成員。烏魯木齊25米射電望遠(yuǎn)鏡（1993）甚長基線干涉觀測,是國際聯(lián)網(wǎng)觀測重要成員。也用來觀測脈沖星、分子譜線和6厘米波段的偏振巡天觀測。青海德林哈射電觀測站13.7米口徑毫米波射電望遠(yuǎn)鏡(1990)望遠(yuǎn)鏡在圓形保護(hù)罩里面，由于對(duì)射電波透明，觀測時(shí)不需要打開。這臺(tái)望遠(yuǎn)鏡用于觀測宇宙分子譜線。

貴州大型射電望遠(yuǎn)鏡（FAST）

貴州山區(qū)的一個(gè)碗形山谷中，依托地形建造口徑為500米的球形反射面固定天線。天線大，方向性很強(qiáng)，又不能運(yùn)轉(zhuǎn)，觀測天區(qū)很小。

500米直徑天線，觀測時(shí)只利用口徑300米部分并變?yōu)閽佄锩?，因此有一系列的不同指向?00米口徑拋物面天線，擴(kuò)大了能觀測的天區(qū)范圍，還使饋源放置方式簡單得多。

FAST的天區(qū)覆蓋為70％；阿雷西博射電望遠(yuǎn)鏡33％；德國100米為75％；美國110×100為80％；澳大利亞64米射電望遠(yuǎn)鏡為90％。

FAST的靈敏度，比口徑為100米射電望遠(yuǎn)鏡可以提高一個(gè)數(shù)量級(jí)，比阿雷西博望遠(yuǎn)鏡高兩倍多。

FAST有寬的頻率覆蓋，可進(jìn)行0.13-5GHz范圍內(nèi)的連續(xù)譜和射電譜線觀測。貴州世界最大口徑射電望遠(yuǎn)鏡500米口徑射電望遠(yuǎn)鏡

1，賴爾的故事

1918年生于英格蘭，幼年就喜愛天文，中學(xué)時(shí)又成為業(yè)余無線電愛好者。

1939年牛津大學(xué)物系畢業(yè)后就到劍橋大學(xué)卡文迪什實(shí)驗(yàn)室從事雷達(dá)天線的研制。二戰(zhàn)時(shí)，應(yīng)征入伍。曾從事有關(guān)雷達(dá)系統(tǒng)。戰(zhàn)后，回到卡文迪什實(shí)驗(yàn)室，從事射電天文研究。五，綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡英國天文學(xué)家賴爾發(fā)明綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡榮獲1974年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)射電望遠(yuǎn)鏡的分辨率已大大超過光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。2,射電天文發(fā)展遇到的最大困難:分辨率非常低

波長越長，分辨率越高。射電厘米波段的波長比可見光要長10萬倍，相同口徑時(shí)，分辨率要差10萬倍。遠(yuǎn)不如光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。射電望遠(yuǎn)鏡無法像光學(xué)望遠(yuǎn)鏡那樣獲得天體的照片。

超過光學(xué)望遠(yuǎn)鏡可能嗎？

射電天文學(xué)家使射電望遠(yuǎn)鏡的分辨率達(dá)到、甚至超過光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的努力一直在進(jìn)行著。這個(gè)“夢想”能實(shí)現(xiàn)嗎？建造大型天線提高分辨率的辦法遇到不可逾越的困難！射電天文學(xué)的發(fā)展要求另找出路！賴爾他們先驅(qū)性的研究為實(shí)現(xiàn)這一目標(biāo)奠定了堅(jiān)實(shí)的基礎(chǔ)。

光的干涉1801年托馬斯·楊在實(shí)驗(yàn)室實(shí)現(xiàn)光的干涉，證明光是一種波。單色光射到第一屏的單孔，成為一個(gè)點(diǎn)光源，再射到第二屏的雙孔，成為振動(dòng)相同的兩個(gè)波源。在光屏上出現(xiàn)干涉條紋。在20世紀(jì)，把這個(gè)光學(xué)的干涉實(shí)驗(yàn)應(yīng)用到射電天文，徹底改變其落后狀態(tài)。3,雙天線干涉儀原理圖

與楊氏干涉實(shí)驗(yàn)很像；天體電波投到天線，由傳輸線引到接收機(jī)進(jìn)行相加，兩路電波的相位相同則增強(qiáng)，相反則抵消，即產(chǎn)生干涉；路程差BC隨天體的周日運(yùn)動(dòng)而變化，變化一個(gè)角度δ，可以使BC變化一個(gè)波長。

干涉儀大大提高分辨率

分辨率公式D為兩面天線之間的距離。利用小口徑天線獲得高分辨能力。這是一次革命性的變化。取干涉儀的基線100千米，分辨率比100米直徑天線高1000倍，波長5厘米時(shí)，分辨率為0.1角秒，達(dá)到大型光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的分辨率。進(jìn)一步增加基線,就可以超過光學(xué)望遠(yuǎn)鏡了。綜合孔徑望遠(yuǎn)鏡－－化整為零可以看成：1，許多基線長短不同的雙天線干涉儀

化整為零！2，資料處理：把各個(gè)雙天線干涉儀的資料合起來處理

聚零為整！

原理之一：把大天線分解為小單元

設(shè)想把大拋物面天線分成許多小單元，小單元的兩兩組合相當(dāng)于許多副干涉儀。在饋源上匯集所有兩兩組合的干涉波，每副干涉儀取下的數(shù)據(jù)是獨(dú)立的。借助計(jì)算機(jī)對(duì)全部獨(dú)立數(shù)據(jù)進(jìn)行處理，可以得到和單個(gè)大型拋物面的分辨率效果。原理之二：只需取不同間距的數(shù)據(jù)來進(jìn)行處理

拋物面分成許多小單元，有很多方向相同、間距相同的單元對(duì)，其分辨率是相同的。只需取不同間距和方向的數(shù)據(jù)來進(jìn)行處理，可以得到相同的效果。問題簡化了!

原理之三：并不需要同時(shí)的觀測數(shù)據(jù)

如果射電源是穩(wěn)定的，可以用不同時(shí)間的觀測數(shù)據(jù)進(jìn)行處理。只用2面天線就可綜合。一面固定，以它為中心，畫一個(gè)圓，等效于一個(gè)“大天線”，另一面可以移動(dòng)，逐次放到“等效大天線”的各個(gè)位置，每放一個(gè)地方進(jìn)行一次射電干涉測量。各次測量的數(shù)據(jù)一起進(jìn)行處理。原理之四：地球自轉(zhuǎn)效應(yīng)的利用上圖：天線A和B的運(yùn)動(dòng)下圖：天線B在地球自轉(zhuǎn)12小時(shí)中位置的變化。地球自轉(zhuǎn)一周，A天線繞B天線一周，描繪出一個(gè)圓路徑。相當(dāng)于把可移動(dòng)天線逐次地放到“等效大天線”各個(gè)地方。由于系統(tǒng)的對(duì)稱性，只需要12小時(shí)的觀測。

計(jì)算任務(wù)繁重

綜合孔徑原理在1954年已由實(shí)驗(yàn)證實(shí)是正確的，但因要處理異常多的觀測數(shù)據(jù)，計(jì)算量特別大，在50年代還沒有儲(chǔ)存容量足夠大、計(jì)算速度足夠高和的計(jì)算機(jī)來完成資料的傅里葉變換。到了60年代隨著計(jì)算機(jī)的發(fā)展，綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展才有了可能。

劍橋大學(xué)1.6千米綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡由3面直徑18米的拋物面天線組成，2面相距0.8千米，是固定的，另1面天線放在0.8千米的鐵軌上，可以移動(dòng)。得到了4.5角分的分辨率。

5千米綜合孔徑

射電望遠(yuǎn)鏡

8面天線，口徑13米；基線5千米東西向排列；

4面可移動(dòng)，放在長1.2千米的鐵軌上；

4面固定，間距為1.2千米。照片5面天線最緊湊的排列情況?，F(xiàn)在天線重新布局，將3面天線移到南北方向。射電展源的二維圖象天鵝座強(qiáng)射電星系（射電雙源）澳大利亞綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡（6面22米天線）6000米基線美國的甚大陣（VLA）

27面直徑26米的可移動(dòng)拋物面天線,沿臂長為21千米Y形基線放置；最高分辨角為0.13角秒。印度巨型米波綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡

GMRT（1994）

30臺(tái)直徑為45米的拋物線天線組成，14面集中在約1平方千米的范圍內(nèi)，其它16面天線沿3個(gè)臂分布，形成Y形。最大的干涉基線是25千米。加拿大Dominion射電天體物理臺(tái)綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡由口徑7面9米天線組成，其中3面天線可以在鐵軌上移動(dòng)。基線1千米,頻率408MHz1400MHz密云米波綜合口徑射電望遠(yuǎn)鏡(1984年建成)由28面9米天線組成，東西排列，位置固定，最長基線為1080米。荷蘭綜合孔徑14面25米天線2700米基線英國多天線微波連接干涉儀系統(tǒng)（MERLIN）1980年投入觀測

由7臺(tái)射電望遠(yuǎn)鏡組成，用微波接力方法把信號(hào)送到總部，基線長度超過200千米。分辨率比美國甚大陣（VLA）提高了約一個(gè)數(shù)量級(jí)，達(dá)到0.01角秒。

取消饋線，兩面天線可以放得盡量的遠(yuǎn)，故稱甚長基線干涉儀。分辨率可達(dá)毫角秒～微角秒。大大超過大型光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。已經(jīng)實(shí)現(xiàn)洲際和空間甚長基線干涉網(wǎng)。我國上海和烏魯木齊的兩臺(tái)射電望遠(yuǎn)鏡加入歐洲網(wǎng)，還將建設(shè)由4臺(tái)射電望遠(yuǎn)鏡組成的中國甚長基線干涉網(wǎng)。六，甚長基線（VLBI）干涉觀測

兩臺(tái)射電望遠(yuǎn)鏡有獨(dú)立的接收機(jī)、本振（原子鐘）和記錄器；在記錄上打上原子鐘時(shí)標(biāo)，保證同時(shí)觀測；用原子鐘做頻率標(biāo)準(zhǔn)，保證觀測同一波段；觀測結(jié)果事后由相關(guān)器處理。1，甚長基線干涉觀測原理

1980年聯(lián)合建立歐洲甚長基線干涉觀測網(wǎng)，簡稱EVN。歐洲網(wǎng)所覆蓋的地區(qū)還不夠大，邀請(qǐng)中國和南非參加，形成非常長基線的VLBI網(wǎng)。上海25米射電望遠(yuǎn)鏡的加入，使基線長了3倍多；烏魯木齊射電望遠(yuǎn)鏡的參加，使分布更合理，觀測精度提高了4-5倍。2,“名不副實(shí)”的歐洲網(wǎng)名不副實(shí)的歐洲網(wǎng)