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射电望远镜

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概念编辑本段回目录

 射电望远镜

射电望远镜(radio telescope)是指观测和研究来自天体的射电波的基本设备﹐可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。包括收集射电波的定向天线﹐放大射电信号的高灵敏度接收机﹐信息记录﹑处理和显示系统等。

基本原理编辑本段回目录

 经典射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相似﹐投射来的电磁波被一精确镜面反射后﹐同相射电望远镜到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦﹐因此﹐射电望远镜天线大多是抛物面。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不大于λ/16~λ/10﹐该望远镜一般就能在波长大于λ的射电波段上有效地工作。对米波或长分米波观测﹐可以用金属网作镜面﹔而对厘米波和毫米波观测﹐则需用光滑精确的金属板(或镀膜)作镜面。从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波﹐必须达到一定的功率电平﹐才能为接收机所检测。目前的检测技术水平要求最弱的电平一般应达 10 ─20瓦。射频信号功率首先在焦点处放大10~1﹐000倍﹐并变换成较低频率(中频)﹐然后用电缆将其传送至控制室﹐在那里再进一步放大﹑检波﹐最后以适于特定研究的方式进行记录﹑处理和显示。

 天线收集天体的射电辐射,接收机将这些信号加工、转化成可供记录、显示的形式,终端设备把信号记录下来,并按特定的要求进行某些处理然后显示出来。表征射电望远镜性能的基本指标是空间分辨率和灵敏度,前者反映区分两个天球上彼此靠近的射电点源的能力,后者反映探测微弱射电源的能力。射电望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏度。

基本指标编辑本段回目录

 射电天文所研究的对象﹐有太阳那样强的连续谱射电源﹐有辐射很强但极其遥远因而角径很小的类星体﹐有角径和流量密度都很小的恒星﹐也有频谱很窄﹑角径很小的天体微波激射源等。为了检测到所研究的射电源的信号﹐将它从邻近背射电望远镜景源中分辨出来﹐并进而观测其结构细节﹐射电望远镜必须有足够的灵敏度和分辨率。

 灵敏度和分辨率是衡量射电望远镜性能的两个重要指标。灵敏度是指射电望远镜"最低可测"的能量值,这个值越低灵敏度越高。为提高灵敏度常用的办法有降低接收机本身的固有噪声,增大天线接收面积,延长观测积分时间等。分辨率是指区分两个彼此靠近射电源的能力,分辨率越高就能将越近的两个射电源分开。那么,怎样提高射电望远镜的分辨率呢?对单天线射电望远镜来说,天线的直径越大分辨率越高。但是天线的直径难于作得很大,目前单天线的最大直径小于300米,对于波长较长的射电波段分辨率仍然很低。因此就提出了使用两架射电望远镜构成的射电干涉仪。对射电干涉仪来说,两个天线的最大间距越大分辨率越高。另外,在天线的直径或者两天线的间距一定时,接收的无线电波长越短分辨率越高。拥有高灵敏度。高分辨率的射电望远镜,才能让我们在射电波段"看"到更远,更清晰的宇宙天体。

分辨率指的是区分两个彼此靠近的相同点源的能力﹐因为两个点源角距须大于天线方向图的半功率波束宽度时方可分辨﹐故宜将射电望远镜的分辨率规定为其主方向束的半功率宽 。 为电波的衍射所限﹐对简单的射电望远镜﹐它由天线孔径的物理尺寸D 和波长λ决定。

历史编辑本段回目录

 1932年央斯基(Jansky. K. G)用无线电天线探测到来自银河系中心(人马座方向)的射电辐射,这标志着人类打开了在传统光学波段之外进行观测的第一个窗口。 射电望远镜
 

第二次世界大战结束后,射电天文学脱颖而出,射电望远镜为射电天文学的发展起了关键的作用,比如:六十年代天文学的四大发现,类星体,脉冲星,星际分子和宇宙微波背景辐射,都是用射电望远镜观测得到的。射电望远镜的每一次长足的进步都会毫无例外地为射电天文学的发展树立一个里程碑。

 英国曼彻斯特大学于1946年建造了直径为66.5米的固定式抛物面射电望远镜,1955年又建成了当时世界上最大的可转动抛物面射电望远镜。

六十年代,美国在波多黎各阿雷西博镇建造了直径达305米的抛物面射电望远镜,它是顺着山坡固定在地表面上的,不能转动,这是世界上最大的单孔径射电望远镜。

1962年,Ryle发明了综合孔径射电望远镜,他也因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。综合孔径射电望远镜实现了由多个较小天线结构获得相当于大口径单天线所能取得的效果。

 1967年Broten等人第一次记录到了VLBI干涉条纹。

七十年代,联邦德国在玻恩附近建造了100米直径的全向转动抛物面射电望远镜,这是世界上最大的可转动单天线射电望远镜。

八十年代以来,欧洲的VLBI网(EVN),美国的VLBA阵,日本的空间VLBI(VSOP)相继投入使用,这是新一代射电望远镜的代表,它们在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。

 中国科学院上海天文台和乌鲁木齐天文站的两架25米射电望远镜作为正式成员参加了美国的地球自转连续观测计划(CORE)和欧洲的甚长基线干涉网(EVN),这两个计划分别用于地球自转和高精度天体测量研究(CORE)和天体物理研究(EVN)。这种由各国射电望远镜联合进行长基线干涉观测的方式,起到了任何一个国家单独使用大望远镜都不能达到的效果。

另外,美国国立四大天文台(NARO)研制的100米单天线望远镜(GBT),采用无遮挡(偏馈),主动光学等设计,该天线目前正在安装中,2000年有可能投入使用。

国际上将联合发展接收面积为1平方公里的低频射电望远镜阵(SKA),该计划将使低频射电观测的灵敏度约有两个量级的提高,有关各国正在进行各种预研究。

在增加射电观测波段覆盖方面,美国史密松天体物理天文台和中国台湾天文与天体物理研究院正在夏威夷建造国际上第一个亚毫米波干涉阵(SMA),它由8个6米的天线组成,工作频率从190GHz到85z,部分设备已经安装。美国的毫米波阵(MMA)和欧洲的大南天阵(LAS)将合并成为一个新的毫米波阵计划?D?DALMA。这个计划将有64个12米天线组成,最长基线达到10公里以上,工作频率从70到950GHz,放在智利的Atacama附近,如果合并顺利,将在2001年开始建造,日本方面也在考虑参加该计划的可能性。

在提高射电观测的角分辨率方面,新一代的大型设备大多数考虑干涉阵的方案;为了进一步提高空间VLBI观测的角分辨率和灵敏度,第二代空间VLBI计划?D?DARISE(25米口径)已经提出。

相信这些设备的建成并投入使用将会使射电天文成为天文学的重要研究手段,并会为天文学发展带来难以预料的机会。

类型编辑本段回目录

根据天线总体结构的不同,射电望远镜按设计要求可以分为连续和非连续孔径射电望远镜两大类。前者的主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜,后者是以干涉技术为基础的各种组合天线系统。20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜——甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜,前者具有极高的空间分辨率,后者能获得清晰的射电图像 。世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米,安装在德国马克斯·普朗克射射电望远镜电天文研究所 ;世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵,安装在美国国立射电天文台。

 为了观测弱射电源的需要﹐射电望远镜必须有较大孔径﹐并能对射电目标进行长时间的跟踪或扫描。此外﹐还必须综合考虑设备的造价和工艺上的现实性。按机械装置和驱动方式﹐连续孔径射电望远镜(它通常又是非连续孔径的基本单元)还可分为三种类型。
全可转型或可跟踪型
可在两个坐标转动﹐分为赤道式装置和地平式装置两种﹐如同在可跟踪抛物面射电望远镜中使用的。
部分可转型
可在一坐标(赤纬方向)转动﹐赤经方向靠地球自转扫描﹐又称中星仪式(见带形射电望远镜)。
固定型
主要天线反射面固定﹐一般用移动馈源(又称照明器)或改变馈源相位的方法。
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射电观测在很宽的频率范围进行﹐检测和信息处理的射电技术又远较光学波段灵活多样﹐所以射电望远镜种类繁多﹐还可以根据其他准则分类﹕诸如按接收天线的形状可分为抛物面﹑抛物柱面﹑球面﹑抛物面截带﹑喇叭﹑螺旋﹑行波﹑偶极天线等射电望远镜﹔按方向束形状可分为铅笔束﹑扇束﹑多束等射电望远镜﹔按工作类型可分为全功率﹑扫频﹑快速成像等类射电望远镜﹔按观测目的可分为测绘﹑定位﹑定标﹑偏振﹑频谱﹑日象等射电望远镜。关于非连续孔径射电望远镜﹐主要是各类射电干涉仪。

特点优势编辑本段回目录

射电望远镜与光学望远镜不同,它既没有高高竖起的望远镜镜简,也没有物镜,目镜,它由天线和接收系统两大部分组射电望远镜成。
巨大的天线是射电望远镜最显著的标志,它的种类很多,有抛物面天线,球面天线,半波偶极子天线,螺旋天线等。最常用的是抛物面天线。天线对射电望远镜来说,就好比是它的眼睛,它的作用相当于光学望远镜中的物镜。它要把微弱的宇宙无线电信号收集起来,然后通过一根特制的管子(波导)把收集到的信号传送到接收机中去放大。接收系统的工作原理和普通收音机差不多,但它具有极高的灵敏度和稳定性。接收系统将信号放大,从噪音中分离出有用的信号,并传给后端的计算机记录下来。记录的结果为许多弯曲的曲线,天文学家分析这些曲线,得到天体送来的各种宇宙信息。

主要的射电望远镜编辑本段回目录

       当代先进射电望远镜有﹕以德意志联邦共和国 100米望远镜为代表的大﹑中型厘米波可跟踪抛物面射电望远镜﹔以美国国立射电天文台﹑瑞典翁萨拉天文台和日本东京天文台的设备为代表的毫米波射电望远镜﹔以即将完成的美国甚大天线阵。

展望编辑本段回目录

 射电望远镜

把造价和效能结合起来考虑﹐今后直径100米那样的大射电望远镜大概只能有少量增加﹐而单个中等孔径厘米波射电望远镜的用途越来越少。主要单抛物面天线将更普遍地并入或扩大为甚长基线﹑连线干涉仪和综合孔径系统工作。随著设计﹑工艺和校准技术的改进﹐将会有更多﹑更精密的毫米波望远镜出现。综合孔径望远镜会得到发展以期获得更大的空间﹑时间和频率覆盖。甚长基线干涉系统除了增加数量外﹐预期最终将能利用定点卫星实现实时数据处理﹐大大提吖鄄饽芰ΑL厥庑巫锤咴鲆姗p低噪音天线设计方法的成熟﹐把综合孔径技术同甚长基线独立本振干涉仪技术结合起来的甚长基线干涉仪网和干涉仪阵的试验﹐很可能孕育出新一代的射电望远镜。   

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