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

10項天文諾貝爾物理學獎中射電天文占50％

1，綜合孔徑射電望遠鏡的發明

2，脈沖星的發現

3，脈沖雙星的發現

4，微波背景輻射的發現

5，微波背景輻射各項異性的發現

20世紀30年代初美國貝爾電話實驗室的央斯基發現銀河系中心發射來的無線電波。1，射電天文的萌生一、射電望遠鏡和射電天文學的萌生央斯基K.G.Jansky

20世紀20年代末，貝爾電話實驗室，央斯基負責研究短波無線電通訊中的靜電干擾，意外地發現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，再次發表進一步的觀測結果。JanskyAntenna旋轉天線天線指向銀河系的某個部分，就會收到輻射，指向銀河系中心處有最大響應。這些輻射與接收機耳機中產生的噪聲類似。雷伯（GroteReber）無線電工程師研制一臺9.5米反射面射電望遠鏡驗證了央斯基的結果雷伯射電望遠鏡

現放置在

NRAOinWestVirginia觀測結果等強度線銀河系結構給出3個強射電源第一幅射電天圖中性氫－21厘米譜線VandeHulst1944年預言中性氫原子的基態的超精細結構之間存在躍遷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構。21厘米譜線的觀測，引起了銀河系結構研究中的一場革命。

第二次世界大戰中斷了射電天文學的發展。戰爭中發展的雷達技術為戰后射電天文發展準備了絕好的條件（人員和技術）。太陽射電爆發使英軍雷達受到嚴重干擾。雷達對無線電信號非常靈敏，可以接收銀河系、太陽的射電輻射及流星遺跡回波。雷達接收系統就是射電望遠鏡。2，雷達技術的發展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，必須把探測設備放入太空軌道才能發揮功能。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是觀測時間

Tsys接收系統溫度，

流量密度單位：央斯基（10－26爾格/秒·赫茲·米2）

（2）能看清天體細節，有很高的空間分辨率

分辨角（

）與波長（λ）成正比，與望遠鏡的口徑（D）成反比。分辨角越小，分辨率越高。光學波段的波長遠比射電波段的短，光學望遠鏡的分辨率遠比射電望遠鏡高。旋轉拋物面天線射電望遠鏡結構天線＋接收器（放大器）＋數據采集（計算機）＋紀錄器5，射電望遠鏡原理

旋轉拋物面

與主軸平行的光，經反射后會聚到焦點每道光的路程都相等ABF＝CDF＝EGF＝HKF＝…在焦點處電波相位相同

A

來自與主軸平行的天體射電波，經反射后會聚到焦點上，天線的面積越大，會聚的能量越多。光學望遠鏡反射鏡的作用也一樣。大望遠鏡的作用並不是要把天體圖象放得很大，而是要提供一個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拋物面反射后會聚到焦點；凡偏離主軸方向較多的射電波都不會會聚到焦點處，因此只能接收到來自主軸方向附近一個角度的電磁波，具有很強的方向性。這個角稱為分辨角，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聚到焦點上。導致靈敏度和分辨率都變差；只有當拋物面天線的表面精度達到1/20波長，才不會影響。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10米波射電望遠鏡

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

英國JodrellBank76米射電望遠鏡澳大利亞Parkes64米射電望遠鏡三，國際上大型射電望遠鏡美國Arecibo305米射電望遠鏡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，對饋源要求復雜；球面天線的特點美國Arecibo305米射電望遠鏡饋源系統美國Arecibo305米天線下面

英國JodrellBank76米射電望遠鏡英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米口徑射電望遠鏡德100米天線表面第二反射面及支架德100米射電望遠鏡部分接收機系統美國110米×100米射電望遠鏡美國110米×100米射電望遠鏡偏焦，饋源及支架不阻擋信號增加天線面積主動反射面，由2400塊金屬板組成工作波長3米到2.6毫米

美100米×110米天線背面的結構澳大利亞Parkes64米射電望遠鏡澳大利亞Parkes64米射電望遠鏡饋源澳大利亞64米射電望遠鏡13波束饋源

我國射電天文學始于1958年。從與蘇聯射電天文學家合作在海南島觀測日環食開始。觀測太陽的小型太陽射電望遠鏡發展快。四，我國的射電望遠鏡

北京懷柔太陽射電望遠鏡上海和烏魯木齊25米射電望遠鏡青海13.7米射電望遠鏡（毫米波）北京密云綜合孔徑射電望遠鏡北京50米和昆明40米射電望遠鏡三臺望遠鏡的頻率范圍為：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態頻譜儀觀測太陽射電爆發北京密云50米口徑射電望遠鏡云南天文臺40米口徑射電望遠鏡2006年建成，昆明鳳凰山中國探月工程項目上海天文臺65米射電望遠鏡（2012）25米射電望遠鏡（1987）專門為甚長基線干涉觀測研制的，國際聯網觀測的重要成員。烏魯木齊25米射電望遠鏡（1993）甚長基線干涉觀測,是國際聯網觀測重要成員。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鏡(1990)望遠鏡在圓形保護罩里面，由于對射電波透明，觀測時不需要打開。這臺望遠鏡用于觀測宇宙分子譜線。

貴州大型射電望遠鏡（FAST）

貴州山區的一個碗形山谷中，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，又不能運轉，觀測天區很小。

500米直徑天線，觀測時只利用口徑300米部分并變為拋物面，因此有一系列的不同指向的300米口徑拋物面天線，擴大了能觀測的天區范圍，還使饋源放置方式簡單得多。

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

FAST的靈敏度，比口徑為100米射電望遠鏡可以提高一個數量級，比阿雷西博望遠鏡高兩倍多。

FAST有寬的頻率覆蓋，可進行0.13-5GHz范圍內的連續譜和射電譜線觀測。貴州世界最大口徑射電望遠鏡500米口徑射電望遠鏡

1，賴爾的故事

1918年生于英格蘭，幼年就喜愛天文，中學時又成為業余無線電愛好者。

1939年牛津大學物系畢業后就到劍橋大學卡文迪什實驗室從事雷達天線的研制。二戰時，應征入伍。曾從事有關雷達系統。戰后，回到卡文迪什實驗室，從事射電天文研究。五，綜合孔徑射電望遠鏡英國天文學家賴爾發明綜合孔徑射電望遠鏡榮獲1974年諾貝爾物理學獎射電望遠鏡的分辨率已大大超過光學望遠鏡。2,射電天文發展遇到的最大困難: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，分辨率要差10萬倍。遠不如光學望遠鏡。射電望遠鏡無法像光學望遠鏡那樣獲得天體的照片。

超過光學望遠鏡可能嗎？

射電天文學家使射電望遠鏡的分辨率達到、甚至超過光學望遠鏡的努力一直在進行著。這個“夢想”能實現嗎？建造大型天線提高分辨率的辦法遇到不可逾越的困難！射電天文學的發展要求另找出路！賴爾他們先驅性的研究為實現這一目標奠定了堅實的基礎。

光的干涉1801年托馬斯·楊在實驗室實現光的干涉，證明光是一種波。單色光射到第一屏的單孔，成為一個點光源，再射到第二屏的雙孔，成為振動相同的兩個波源。在光屏上出現干涉條紋。在20世紀，把這個光學的干涉實驗應用到射電天文，徹底改變其落后狀態。3,雙天線干涉儀原理圖

與楊氏干涉實驗很像；天體電波投到天線，由傳輸線引到接收機進行相加，兩路電波的相位相同則增強，相反則抵消，即產生干涉；路程差BC隨天體的周日運動而變化，變化一個角度δ，可以使BC變化一個波長。

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，分辨率為0.1角秒，達到大型光學望遠鏡的分辨率。進一步增加基線,就可以超過光學望遠鏡了。綜合孔徑望遠鏡－－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據是獨立的。借助計算機對全部獨立數據進行處理，可以得到和單個大型拋物面的分辨率效果。原理之二：只需取不同間距的數據來進行處理

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，其分辨率是相同的。只需取不同間距和方向的數據來進行處理，可以得到相同的效果。問題簡化了!

原理之三：并不需要同時的觀測數據

如果射電源是穩定的，可以用不同時間的觀測數據進行處理。只用2面天線就可綜合。一面固定，以它為中心，畫一個圓，等效于一個“大天線”，另一面可以移動，逐次放到“等效大天線”的各個位置，每放一個地方進行一次射電干涉測量。各次測量的數據一起進行處理。原理之四：地球自轉效應的利用上圖：天線A和B的運動下圖：天線B在地球自轉12小時中位置的變化。地球自轉一周，A天線繞B天線一周，描繪出一個圓路徑。相當于把可移動天線逐次地放到“等效大天線”各個地方。由于系統的對稱性，只需要12小時的觀測。

計算任務繁重

綜合孔徑原理在1954年已由實驗證實是正確的，但因要處理異常多的觀測數據，計算量特別大，在50年代還沒有儲存容量足夠大、計算速度足夠高和的計算機來完成資料的傅里葉變換。到了60年代隨著計算機的發展，綜合孔徑射電望遠鏡的發展才有了可能。

劍橋大學1.6千米綜合孔徑射電望遠鏡由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。得到了4.5角分的分辨率。

5千米綜合孔徑

射電望遠鏡

8面天線，口徑13米；基線5千米東西向排列；

4面可移動，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射電星系（射電雙源）澳大利亞綜合孔徑射電望遠鏡（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鏡

GMRT（1994）

30臺直徑為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，其它16面天線沿3個臂分布，形成Y形。最大的干涉基線是25千米。加拿大Dominion射電天體物理臺綜合孔徑射電望遠鏡由口徑7面9米天線組成，其中3面天線可以在鐵軌上移動?；€1千米,頻率408MHz1400MHz密云米波綜合口徑射電望遠鏡(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（MERLIN）1980年投入觀測

由7臺射電望遠鏡組成，用微波接力方法把信號送到總部，基線長度超過200千米。分辨率比美國甚大陣（VLA）提高了約一個數量級，達到0.01角秒。

取消饋線，兩面天線可以放得盡量的遠，故稱甚長基線干涉儀。分辨率可達毫角秒～微角秒。大大超過大型光學望遠鏡。已經實現洲際和空間甚長基線干涉網。我國上海和烏魯木齊的兩臺射電望遠鏡加入歐洲網，還將建設由4臺射電望遠鏡組成的中國甚長基線干涉網。六，甚長基線（VLBI）干涉觀測

兩臺射電望遠鏡有獨立的接收機、本振（原子鐘）和記錄器；在記錄上打上原子鐘時標，保證同時觀測；用原子鐘做頻率標準，保證觀測同一波段；觀測結果事后由相關器處理。1，甚長基線干涉觀測原理

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