专题讲座3--射电望远镜综述
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• 21厘米谱线的观测，引起了银河系结构研究中的 一场革命。
2，雷达技术的发展
• 第二次世界大战中断了射电天文学的发
展。战争中发展的雷达技术为战后射电天 文发展准备了绝好的条件（人员和技术）。 • 太阳射电爆发使英军雷达受到严重干扰。 • 雷达对无线电信号非常灵敏，可以接收 银河系、太阳的射电辐射及流星遗迹回波。 雷达接收系统就是射电望远镜。
干涉仪大大提高分辨率
• 分辨率公式 （弧度） 1.22
D
D为两面天线之间的距离。利用小口径天线获 得高分辨能力。这是一次革命性的变化。 取干涉仪的基线100千米，分辨率比100米直 径天线高1000倍，波长5厘米时，分辨率为0.1角秒， 达到大型光学望远镜的分辨率。 进一步增加基线, 就可以超过光学望远镜了。
超过光学望远镜可能吗？
• 射电天文学家ห้องสมุดไป่ตู้射电望远镜的分辨率达到、
甚至超过光学望远镜的努力一直在进行着。 这个“ 梦想”能实现吗？ • 建造大型天线提高分辨率的办法遇到不可 逾越的困难！射电天文学的发展要求另找出 路！ • 赖尔他们先驱性的研究为实现这一目标奠 定了坚实的基础。
光的干涉
1801年托马斯·杨 在实验室实现光 的干涉，证明光 是一种波。
• FAST的天区覆盖为70％；阿雷西博射电望
远镜33％；德国100米为75％；美国110×100 为80％；澳大利亚64米射电望远镜为90％。 • FAST的灵敏度，比口径为100米射电望远镜 可以提高一个数量级，比阿雷西博望远镜高 两倍多。 • FAST有宽的频率覆盖，可进行0.13-5GHz范 围内的连续谱和射电谱线观测。
单色光射到第 一屏的单孔，成为一个点光源，再射到第二屏的双孔， 成为振动相同的两个波源。在光屏上出现干涉条纹。
在20世纪，把这个光学的干涉实验应用到射电天文， 彻底改变其落后状态。
3, 双天线干涉仪原理图 • 与杨氏干涉实验很像；
• 天体电波投到天线，由 传输线引到接收机进行相 加，两路电波的相位相同 则增强，相反则抵消，即 产生干涉； • 路程差BC随天体的周日 运动而变化，变化一个角 度δ，可以使BC变化一个波长。
原理之二：
只需取不同间距的数据来进行处理 • 抛物面分成许多小单元，有很多方向相同、
间距相同的单元对，其分辨率是相同的。 • 只需取不同间距和方向的数据来进行处理， 可以得到相同的效果。
问题简化了!
原理之三： 并不需要同时的观测数据
• 如果射电源是稳定的，可以用不同时间的观
测数据进行处理。 • 只用2面天线就可综合。一面固定，以它为 中心，画一个圆，等效于一个“大天线”，另一 面可以移动，逐次放到“等效大天线”的各个位 置，每放一个地方进行一次射电干涉测量。 • 各次测量的数据一起进行处理。
美100米×110米天线背面的结构
澳大利亚Parkes64米射电望远镜
澳大利亚Parkes64米射电望远镜馈源
澳大利亚 64米射电 望远镜13 波束馈源
四，我国的射电望远镜
• 我国射电天文学始于1958年。从与苏联射电天
文学家合作在海南岛观测日环食开始。 • 观测太阳的小型太阳射电望远镜发展快。
会聚到焦点上，天线的面积越大，会聚的能 量越多。 • 光学望远镜反射镜的作用也一样。大望远 镜的作用並不是要把天体图象放得很大，而 是要提供一個较亮和较清晰的影像。
抛物面天线的作用之二：方向性
• 来自与抛物面主轴平行方向上的天体射电
波经抛物面反射后会聚到焦点； • 凡偏离主轴方向较多的射电波都不会会聚 到焦点处，因此只能接收到来自主轴方向附 近一个角度的电磁波，具有很强的方向性。 • 这个角称为分辨角，分辨角越小，则分辨 率越高。
青海德林 哈射电观 测站 13.7米口径 毫米波射电 望远镜 (1990)
望远镜在圆形保护罩里面，由于对射电波透明， 观测时不需要打开。这台望远镜用于观测宇宙 分子谱线。
贵州大型射电望远镜（FAST） • 贵州山区的一个碗形山谷中，依托地形建造口径
为500米的球形反射面固定天线。 • 天线大，方向性很强，又不能运转，观测天区很 小。 • 500米直径天线，观测时只利用口径300米部分并 变为抛物面，因此有一系列的不同指向的300米口 径抛物面天线，扩大了能观测的天区范围，还使馈 源放置方式简单得多。
综合孔径望远镜－－化整为零
可以看成： 1，许多基线长短 不同的双天线干涉仪
化整为零！ 2，资料处理： 把各个双天线干涉仪 的资料合起来处理
聚零为整！
原理之一： 把大天线分解为小单元
• 设想把大抛物面天线分成许多小单元，小
单元的两两组合相当于许多副干涉仪。 • 在馈源上汇集所有两两组合的干涉波，每 副干涉仪取下的数据是独立的。 • 借助计算机对全部独立数据进行处理，可 以得到和单个大型抛物面的分辨率效果。
Tsys
A f
A为天线面积， f是频宽，t是观测时间
T sys 接收系统温度， 流量密度单位： 央斯基（10－26尔格/ 秒·赫兹·米2）
（2）能看清天体细节，有很高的空间分辨率
（弧度） 1.22
D
• 分辨角（）与波长（λ）成正比，与望
远镜的口径（D）成反比。分辨角越小，分 辨率越高。 • 光学波段的波长远比射电波段的短，光 学望远镜的分辨率远比射电望远镜高。
5千米综合孔径 射电望远镜
• 8面天线，口径
13米； • 基线5千米东西 向排列； • 4面可移动，放在长1.2千米的铁轨上； • 4面固定，间距为1.2千米。照片5面天线最 紧凑的排列情况。 • 现在天线重新布局，将3面天线移到南北方向。
美国Arecibo 305米射电望远镜
球面天线的特点
1，没有主光轴， 便于观测不同方 向的射电源； 2，聚焦在一条线 上； 3，对馈源要求复 杂；
美国Arecibo 305米射电望远镜馈源系统
美国Arecibo 305米天线下面
英国 Jodrell Bank
76米射电 望远镜
英76米天线 的馈源塔
北京密云50米口径射电望远镜
云南天文台40米 口径射电望远镜 2006年建成， 昆明 凤凰山中国探月 工程项目
上海天文 台65米射 电望远镜 （2012）
25米射电 望远镜 （1987）
专门为甚长基线干涉观测研制的，国际联网观 测的重要成员。
乌鲁木齐 25米射电 望远镜 （1993）
甚长基线干 涉观测,是 国际联网 观测重要成 员。也用来观测脉冲星、分子谱线和6厘米波段 的偏振巡天观测。
射电望远镜概述
一、射电天文学的萌生 二、射电望远镜原理 三、世界大型单天线射电望远镜 四、我国射电天文望远镜 五、综合孔径射电望远镜 六、甚长基线干涉仪系统的发展
射电天文观测的重要性
10项天文诺贝尔物理学奖中射电天文占50％ 1，综合孔径射电望远镜的发明 2，脉冲星的发现 3，脉冲双星的发现 4，微波背景辐射的发现 5，微波背景辐射各项异性的发现
• 北京怀柔太阳射电望远镜 • 上海和乌鲁木齐25米射电望远镜 • 青海13.7米射电望远镜（毫米波） • 北京密云综合孔径射电望远镜 • 北京50米和昆明40米射电望远镜
北京怀柔 太阳射电 宽带动态 频谱仪 观测太阳 射电爆发
三台望远镜的频率范围为：1.10—2.06GHz； 2.6—3.8GHz和5.2—7.6GHz（从上到下）
5，射电望远镜原理
射电望远镜 结构
天线＋接收器 （放大器）＋ 数据采集 （计算机）＋ 纪录器
旋转抛物面 天线
旋转抛物面
• 与主轴平行
的光，经反射
后会聚到焦点
• 每道光的路
程都相等
ABF＝CDF＝
A
EGF＝HKF＝
…
• 在焦点处电
波相位相同
抛物面天线的作用之一：收集能量
• 来自与主轴平行的天体射电波，经反射后
一、射电望远镜和射电天文学的萌生
1，射电天文的萌生
20世纪30年代初美国 贝尔电话实验室的央斯 基发现银河系中心发射 来的无线电波。
央斯基K. G. Jansky
• 20世纪20年代末，贝尔电话实验 室，央斯基负责研究短波无线电通 讯中的静电干扰，意外地发现来自天体的无 线电噪声。 • 1932年，宣布接收到来自太阳的噪声； • 1933年，指出来自银河系中心； • 1935年，再次发表进一步的观测结果。
英76米天线表面
英76米天线背面
德国Bonn100米口径射电望远镜
德100米天线 表面第二反 射面及支架
德100米射电 望远镜部分 接收机系统
美国110米×100米射电望远镜
美国110米×100米 射电望远镜
• 偏焦，馈源及 支架不阻挡信号 增加天线面积 • 主动反射面， 由2400块金属板 组成工作波长3 米到2.6毫米
贵州 世界最 大口径 射电望 远镜
500米口径射电望远镜
五，综合孔径射电望远镜
1，赖尔的故事 • 1918年生于英格兰，幼年就喜爱天文，中学
时又成为业余无线电爱好者。 • 1939年牛津大学物系毕业后就到剑桥大学卡文 迪什实验室从事雷达天线的研制。 • 二战时，应征入伍。曾从事有关雷达系统。战 后，回到卡文迪什实验室，从事射电天文研究。
英国天文学家赖尔 发明综合孔径射电 望远镜荣获1974年 诺贝尔物理学奖
射电望远镜的分辨 率已大大超过光学 望远镜。
2, 射电天文发展遇到的最大困难: 分辨率非常低
（弧度） 1.22
D
• 波长越长，分辨率越高。
• 射电厘米波段的波长比可见光要长10万倍， 相同口径时，分辨率要差10万倍。远不如光 学望远镜。 • 射电望远镜无法像光学望远镜那样获得天 体的照片。
实是正确的，但因要处理异常多的观测 数据，计算量特别大，在50年代还没有 储存容量足够大、计算速度足够高和的 计算机来完成资料的傅里叶变换。 • 到了60年代随着计算机的发展，综合 孔径射电望远镜的发展才有了可能。
剑桥大学1.6千米综合 孔径射电望远镜
• 由3面直径18米的抛物面天线组成， 2面相距0.8千米，是固定的，另1面天 线放在0.8千米的铁轨上，可以移动。 • 得到了4.5角分的分辨率。
3，大气窗口
• 可见光和 无线电波段。 • 射电天文 观测不到100 年。新兴的 射电天文显示出极大的优越性。 • 红外、紫外、X射线和伽瑪射线被大气层所阻隔， 必须把探测设备放入太空轨道才能发挥功能。
4，天文观测的主要要求
（1）能接收到来自天体的微弱辐射 灵敏度度的定义: 最小可测流量密度
Smin
等强度线
观测结果
银河系结构 给出3个强 射电源
第一幅射电天图
中性氢－21厘米谱线
• Van de Hulst 1944年预言中性氢原子的基态的超 精细结构之间存在跃迁
• H.I. 尤恩和E.M.柏塞尔（1951年Nature论文）： 1951年3月25日第一次检测到这根谱线；
• 1958年，奥尔特等提出利用21厘米谱线研究银河 系的旋涡结构。
Jansky Antenna
旋转天线
• 天线指向银河系的某个部分，就会收到 辐射，指向银河系中心处有最大响应。
• 这些辐射与接收机耳机中产生的噪声类 似。
雷伯（Grote Reber）
• 无线电工程 师 • 研制一台9.5 米反射面射电 望远镜 • 验证了央斯 基的结果
雷伯射电望远镜 现放置在 NRAO in West Virginia
天线表面要求高精度
• 望远镜天线表面如果和理想抛物面有差
别，来自与抛物面主轴平行方向上的天体 射电波不能会聚到焦点上。导致灵敏度和 分辨率都变差； • 只有当抛物面天线的表面精度达到1/20 波长，才不会影响。 • 厘米波段天线，精度要求几毫米。
加拿大多米尼尔射电天文台10米波射电望远镜
三，国际上大型射电望远镜
• 为了提高望远镜的灵敏度和分辨率，20世
纪50年代，英国一马当先，建造大型射电望 远镜美、澳、前西德也奋起直追。 • 美国Arecibo 305米射电望远镜 • 德国Bonn 100米射电望远镜 • 美国Green Bank100×110射电望远镜 • 英国Jodrell Bank76米射电望远镜 • 澳大利亚Parkes64米射电望远镜
原理之四：地球 自转效应的利用
上图：天线A和B的运动 下图：天线B在地球自 转12小时中位置的变化。 • 地球自转一周，A天线 绕B天线一周，描绘出一 个圆路径。相当于把可移动天线逐次地放到 “ 等效大天线”各个地方。 • 由于系统的对称性，只需要12小时的观测。
计算任务繁重
• 综合孔径原理在1954年已由实验证
2，雷达技术的发展
• 第二次世界大战中断了射电天文学的发
展。战争中发展的雷达技术为战后射电天 文发展准备了绝好的条件（人员和技术）。 • 太阳射电爆发使英军雷达受到严重干扰。 • 雷达对无线电信号非常灵敏，可以接收 银河系、太阳的射电辐射及流星遗迹回波。 雷达接收系统就是射电望远镜。
干涉仪大大提高分辨率
• 分辨率公式 （弧度） 1.22
D
D为两面天线之间的距离。利用小口径天线获 得高分辨能力。这是一次革命性的变化。 取干涉仪的基线100千米，分辨率比100米直 径天线高1000倍，波长5厘米时，分辨率为0.1角秒， 达到大型光学望远镜的分辨率。 进一步增加基线, 就可以超过光学望远镜了。
超过光学望远镜可能吗？
• 射电天文学家ห้องสมุดไป่ตู้射电望远镜的分辨率达到、
甚至超过光学望远镜的努力一直在进行着。 这个“ 梦想”能实现吗？ • 建造大型天线提高分辨率的办法遇到不可 逾越的困难！射电天文学的发展要求另找出 路！ • 赖尔他们先驱性的研究为实现这一目标奠 定了坚实的基础。
光的干涉
1801年托马斯·杨 在实验室实现光 的干涉，证明光 是一种波。
• FAST的天区覆盖为70％；阿雷西博射电望
远镜33％；德国100米为75％；美国110×100 为80％；澳大利亚64米射电望远镜为90％。 • FAST的灵敏度，比口径为100米射电望远镜 可以提高一个数量级，比阿雷西博望远镜高 两倍多。 • FAST有宽的频率覆盖，可进行0.13-5GHz范 围内的连续谱和射电谱线观测。
单色光射到第 一屏的单孔，成为一个点光源，再射到第二屏的双孔， 成为振动相同的两个波源。在光屏上出现干涉条纹。
在20世纪，把这个光学的干涉实验应用到射电天文， 彻底改变其落后状态。
3, 双天线干涉仪原理图 • 与杨氏干涉实验很像；
• 天体电波投到天线，由 传输线引到接收机进行相 加，两路电波的相位相同 则增强，相反则抵消，即 产生干涉； • 路程差BC随天体的周日 运动而变化，变化一个角 度δ，可以使BC变化一个波长。
原理之二：
只需取不同间距的数据来进行处理 • 抛物面分成许多小单元，有很多方向相同、
间距相同的单元对，其分辨率是相同的。 • 只需取不同间距和方向的数据来进行处理， 可以得到相同的效果。
问题简化了!
原理之三： 并不需要同时的观测数据
• 如果射电源是稳定的，可以用不同时间的观
测数据进行处理。 • 只用2面天线就可综合。一面固定，以它为 中心，画一个圆，等效于一个“大天线”，另一 面可以移动，逐次放到“等效大天线”的各个位 置，每放一个地方进行一次射电干涉测量。 • 各次测量的数据一起进行处理。
美100米×110米天线背面的结构
澳大利亚Parkes64米射电望远镜
澳大利亚Parkes64米射电望远镜馈源
澳大利亚 64米射电 望远镜13 波束馈源
四，我国的射电望远镜
• 我国射电天文学始于1958年。从与苏联射电天
文学家合作在海南岛观测日环食开始。 • 观测太阳的小型太阳射电望远镜发展快。
会聚到焦点上，天线的面积越大，会聚的能 量越多。 • 光学望远镜反射镜的作用也一样。大望远 镜的作用並不是要把天体图象放得很大，而 是要提供一個较亮和较清晰的影像。
抛物面天线的作用之二：方向性
• 来自与抛物面主轴平行方向上的天体射电
波经抛物面反射后会聚到焦点； • 凡偏离主轴方向较多的射电波都不会会聚 到焦点处，因此只能接收到来自主轴方向附 近一个角度的电磁波，具有很强的方向性。 • 这个角称为分辨角，分辨角越小，则分辨 率越高。
青海德林 哈射电观 测站 13.7米口径 毫米波射电 望远镜 (1990)
望远镜在圆形保护罩里面，由于对射电波透明， 观测时不需要打开。这台望远镜用于观测宇宙 分子谱线。
贵州大型射电望远镜（FAST） • 贵州山区的一个碗形山谷中，依托地形建造口径
为500米的球形反射面固定天线。 • 天线大，方向性很强，又不能运转，观测天区很 小。 • 500米直径天线，观测时只利用口径300米部分并 变为抛物面，因此有一系列的不同指向的300米口 径抛物面天线，扩大了能观测的天区范围，还使馈 源放置方式简单得多。
综合孔径望远镜－－化整为零
可以看成： 1，许多基线长短 不同的双天线干涉仪
化整为零！ 2，资料处理： 把各个双天线干涉仪 的资料合起来处理
聚零为整！
原理之一： 把大天线分解为小单元
• 设想把大抛物面天线分成许多小单元，小
单元的两两组合相当于许多副干涉仪。 • 在馈源上汇集所有两两组合的干涉波，每 副干涉仪取下的数据是独立的。 • 借助计算机对全部独立数据进行处理，可 以得到和单个大型抛物面的分辨率效果。
Tsys
A f
A为天线面积， f是频宽，t是观测时间
T sys 接收系统温度， 流量密度单位： 央斯基（10－26尔格/ 秒·赫兹·米2）
（2）能看清天体细节，有很高的空间分辨率
（弧度） 1.22
D
• 分辨角（）与波长（λ）成正比，与望
远镜的口径（D）成反比。分辨角越小，分 辨率越高。 • 光学波段的波长远比射电波段的短，光 学望远镜的分辨率远比射电望远镜高。
5千米综合孔径 射电望远镜
• 8面天线，口径
13米； • 基线5千米东西 向排列； • 4面可移动，放在长1.2千米的铁轨上； • 4面固定，间距为1.2千米。照片5面天线最 紧凑的排列情况。 • 现在天线重新布局，将3面天线移到南北方向。
美国Arecibo 305米射电望远镜
球面天线的特点
1，没有主光轴， 便于观测不同方 向的射电源； 2，聚焦在一条线 上； 3，对馈源要求复 杂；
美国Arecibo 305米射电望远镜馈源系统
美国Arecibo 305米天线下面
英国 Jodrell Bank
76米射电 望远镜
英76米天线 的馈源塔
北京密云50米口径射电望远镜
云南天文台40米 口径射电望远镜 2006年建成， 昆明 凤凰山中国探月 工程项目
上海天文 台65米射 电望远镜 （2012）
25米射电 望远镜 （1987）
专门为甚长基线干涉观测研制的，国际联网观 测的重要成员。
乌鲁木齐 25米射电 望远镜 （1993）
甚长基线干 涉观测,是 国际联网 观测重要成 员。也用来观测脉冲星、分子谱线和6厘米波段 的偏振巡天观测。
射电望远镜概述
一、射电天文学的萌生 二、射电望远镜原理 三、世界大型单天线射电望远镜 四、我国射电天文望远镜 五、综合孔径射电望远镜 六、甚长基线干涉仪系统的发展
射电天文观测的重要性
10项天文诺贝尔物理学奖中射电天文占50％ 1，综合孔径射电望远镜的发明 2，脉冲星的发现 3，脉冲双星的发现 4，微波背景辐射的发现 5，微波背景辐射各项异性的发现
• 北京怀柔太阳射电望远镜 • 上海和乌鲁木齐25米射电望远镜 • 青海13.7米射电望远镜（毫米波） • 北京密云综合孔径射电望远镜 • 北京50米和昆明40米射电望远镜
北京怀柔 太阳射电 宽带动态 频谱仪 观测太阳 射电爆发
三台望远镜的频率范围为：1.10—2.06GHz； 2.6—3.8GHz和5.2—7.6GHz（从上到下）
5，射电望远镜原理
射电望远镜 结构
天线＋接收器 （放大器）＋ 数据采集 （计算机）＋ 纪录器
旋转抛物面 天线
旋转抛物面
• 与主轴平行
的光，经反射
后会聚到焦点
• 每道光的路
程都相等
ABF＝CDF＝
A
EGF＝HKF＝
…
• 在焦点处电
波相位相同
抛物面天线的作用之一：收集能量
• 来自与主轴平行的天体射电波，经反射后
一、射电望远镜和射电天文学的萌生
1，射电天文的萌生
20世纪30年代初美国 贝尔电话实验室的央斯 基发现银河系中心发射 来的无线电波。
央斯基K. G. Jansky
• 20世纪20年代末，贝尔电话实验 室，央斯基负责研究短波无线电通 讯中的静电干扰，意外地发现来自天体的无 线电噪声。 • 1932年，宣布接收到来自太阳的噪声； • 1933年，指出来自银河系中心； • 1935年，再次发表进一步的观测结果。
英76米天线表面
英76米天线背面
德国Bonn100米口径射电望远镜
德100米天线 表面第二反 射面及支架
德100米射电 望远镜部分 接收机系统
美国110米×100米射电望远镜
美国110米×100米 射电望远镜
• 偏焦，馈源及 支架不阻挡信号 增加天线面积 • 主动反射面， 由2400块金属板 组成工作波长3 米到2.6毫米
贵州 世界最 大口径 射电望 远镜
500米口径射电望远镜
五，综合孔径射电望远镜
1，赖尔的故事 • 1918年生于英格兰，幼年就喜爱天文，中学
时又成为业余无线电爱好者。 • 1939年牛津大学物系毕业后就到剑桥大学卡文 迪什实验室从事雷达天线的研制。 • 二战时，应征入伍。曾从事有关雷达系统。战 后，回到卡文迪什实验室，从事射电天文研究。
英国天文学家赖尔 发明综合孔径射电 望远镜荣获1974年 诺贝尔物理学奖
射电望远镜的分辨 率已大大超过光学 望远镜。
2, 射电天文发展遇到的最大困难: 分辨率非常低
（弧度） 1.22
D
• 波长越长，分辨率越高。
• 射电厘米波段的波长比可见光要长10万倍， 相同口径时，分辨率要差10万倍。远不如光 学望远镜。 • 射电望远镜无法像光学望远镜那样获得天 体的照片。
实是正确的，但因要处理异常多的观测 数据，计算量特别大，在50年代还没有 储存容量足够大、计算速度足够高和的 计算机来完成资料的傅里叶变换。 • 到了60年代随着计算机的发展，综合 孔径射电望远镜的发展才有了可能。
剑桥大学1.6千米综合 孔径射电望远镜
• 由3面直径18米的抛物面天线组成， 2面相距0.8千米，是固定的，另1面天 线放在0.8千米的铁轨上，可以移动。 • 得到了4.5角分的分辨率。
3，大气窗口
• 可见光和 无线电波段。 • 射电天文 观测不到100 年。新兴的 射电天文显示出极大的优越性。 • 红外、紫外、X射线和伽瑪射线被大气层所阻隔， 必须把探测设备放入太空轨道才能发挥功能。
4，天文观测的主要要求
（1）能接收到来自天体的微弱辐射 灵敏度度的定义: 最小可测流量密度
Smin
等强度线
观测结果
银河系结构 给出3个强 射电源
第一幅射电天图
中性氢－21厘米谱线
• Van de Hulst 1944年预言中性氢原子的基态的超 精细结构之间存在跃迁
• H.I. 尤恩和E.M.柏塞尔（1951年Nature论文）： 1951年3月25日第一次检测到这根谱线；
• 1958年，奥尔特等提出利用21厘米谱线研究银河 系的旋涡结构。
Jansky Antenna
旋转天线
• 天线指向银河系的某个部分，就会收到 辐射，指向银河系中心处有最大响应。
• 这些辐射与接收机耳机中产生的噪声类 似。
雷伯（Grote Reber）
• 无线电工程 师 • 研制一台9.5 米反射面射电 望远镜 • 验证了央斯 基的结果
雷伯射电望远镜 现放置在 NRAO in West Virginia
天线表面要求高精度
• 望远镜天线表面如果和理想抛物面有差
别，来自与抛物面主轴平行方向上的天体 射电波不能会聚到焦点上。导致灵敏度和 分辨率都变差； • 只有当抛物面天线的表面精度达到1/20 波长，才不会影响。 • 厘米波段天线，精度要求几毫米。
加拿大多米尼尔射电天文台10米波射电望远镜
三，国际上大型射电望远镜
• 为了提高望远镜的灵敏度和分辨率，20世
纪50年代，英国一马当先，建造大型射电望 远镜美、澳、前西德也奋起直追。 • 美国Arecibo 305米射电望远镜 • 德国Bonn 100米射电望远镜 • 美国Green Bank100×110射电望远镜 • 英国Jodrell Bank76米射电望远镜 • 澳大利亚Parkes64米射电望远镜
原理之四：地球 自转效应的利用
上图：天线A和B的运动 下图：天线B在地球自 转12小时中位置的变化。 • 地球自转一周，A天线 绕B天线一周，描绘出一 个圆路径。相当于把可移动天线逐次地放到 “ 等效大天线”各个地方。 • 由于系统的对称性，只需要12小时的观测。
计算任务繁重
• 综合孔径原理在1954年已由实验证