射电天文方法与VLBI-实测天体物理学-中国科技大学

• Amax/几何面积
1.0
场强方向图
功率方向图
• 孔径的照明分布形式
g ( ) k [1 ( / a) ]
0
2 P
a a
半径为a （= D / 2）个波长的理想圆孔径的特性
P 0 1 2 1
K 0 0 0
半功率点全 宽度 (/d)
主极大到第 一零点的角
1.02 1.27 1.47
1969 1970 1971
1974
1980 1980 1982 1984 1984 1987 1992 1997
发现水脉泽(银河系) 发现CO分子 在类星体内发现视超光速运动现象(VLBI) 发现双星系统中脉冲星 （Nobel Prize1993) Very Large Array (VLA) 引力透镜的发现与确认 发现河外OH超脉泽 超短脉冲星的发现 欧洲VLBI网(EVN)建立 毫米波VLBI 图象 VLBA 得到干涉条纹 空间VLBI VSOP 于2月发射
2
• 望远镜可以工作的最小波长 min
与天线面的均方根误差有关 min / 4 通常规定为 0.63 min ~ 20 实际上并非射电望远镜完全不能在更短 的波长上工作，而是它的天线效率已经 比较低
•
有效面积Aeff
天线的内部损耗（遮挡等）及孔径照明 分布等会使Amax 小于几何面积 A ， 用a 表示天线效率， 天线的有效面积为 Aeff=a A
射电望远镜
• 天线＋接收机＋终端＋记录设备
不同的观测目的，要用不同的终端 单天线总流量：辐射计 谱线： 频谱仪（自相关频谱仪） 脉冲星：脉冲星接收机 VLBI： VLBI网兼容的终端
射电望远镜天线
• 接收天体辐射的无线电信号 • 射电波长比光学波段长约5个量级
•
•
wk.baidu.com
加工精度比较低，可以制造大口径 天线形状与工作波长及口径有关 长波长可用偶极子天线 厘米波及更短波段通长通常采用抛物面天线 特大的望远镜采用球形 （ 球差 ） Arecibo 典型的设计是修正的Cassegrain 系统 主反射面也偏离真实的抛物面以补偿由于付 镜的形状引入的路径差。
射电天文方法与VLBI
蒋栋荣
• 1) 射电天文方法 • 2）VLBI基本原理 • 3）活动星系核的VLBI观测研究
射电天文学简史
1932 Jansky发现银河中心射电辐射(波长14.6米) 1937 Reber在家中建成第一台射电望远镜(口径 9.45米) 1942 二次大战中探测到太阳射电辐射（10cm和3cm） 1943 Reber 发表第一幅160MH射电天空图 (后来知道是天鹅座A，仙后座A) 1945 荷兰人Hendrick van de Hulst预言21cm H 原子 超精 结构谱线 (苏联人Josef Shklovsky 1949年独立预报21厘米氢谱 线， 预报OH谱线) 1948 蟹状星云超新星遗迹的射电辐射 1949 H.Alfven, B.Herlofsen 提出用同步加速辐射解释 射电辐射
度分布 TB(l,m)来描述 Ta 2 TB (l , m) A(l , m)d • 对均匀的亮度分布(TB 为常数)，理想 天线(无损耗) TB=Ta 2 A(l , m)d
理想天线的有效面积的全天空积分等于波 长的平方
• 射电源的流量密度 •
S Jy（W/m2/Hz) 天线接收到的单位频率 的功率为

在 方向的单位矢量（在XY平面中） 1 n 折射指数，自由空间n=1 ; 波数 k

a

• 远场近似条件
d2 R 2
即
s

2
望远镜直径d
s
R
天文观测仪器的几个主要指标
• • • • •
波长复盖 灵敏度 角分辨率 谱分辨率 时间分辨率 天文观测 天体非常遥远 电磁波传播的 远场近似总是适用的,
• 接收机接收到功率
W Aeff S
接收机的带宽为 （Hz）, 并S在内为常数
P Aeff S
比例常数Aeff是望远镜的有 效面积
望远镜的角分辩率
上面的讨论没有考虑射电望远镜的成图的问题， • 实际上在望远镜焦平面上，我们得到的亮度分布 为 I' ( ) I ( ) ，系统响应为T ( ) • 如果天空的亮度分布为 • 望远镜主极大方向为 ，源位置方向为
在光学观测中，大气的相干长度通常仅为 米级以下，对大光学望远镜来说 T ( ) 是由大气主导的 在射电波段，是由望远镜的响应 A ( ) 主导 的 如果天空的亮度分布是一个点源 即我们将得到望远镜的功率方向图， 它的半功率点全宽度(HPFW)是望远镜的角 分辩率
天线增益 G,
天线增益曲线
这个假想电阻的温度 则称为天线温度Ta 仅是一种功率电平的简化表示，与任何真 实的温度毫无关系。
• 天线温度
Ta
a A
2k
S
• 系统等效流量密度
SEFD 2kTsys
a A
亮温度TB
•
射电天文中常用亮温度TB等价于射电源的射电亮度
•
2h 3 1 2k 2TB B 2 h c c2 exp ( ) 1 kTB
0 0 0
f ( ) 2a 2 J1 (2a ) /( 2a )
归一化后
F ( ) 2 J1 (2a ) /( 2a )
P(l , m) [ F ( )]
2
功率方向图
• • • •
半径为a （= D / 2）个波长的理想圆孔径的特性 半功率点全宽度 1.02/D 主极大到第一零点的角距离 1.22/D 第一旁瓣的幅度（低于主瓣的db数） 17.6
1951 美国和荷兰二个小组几乎同时观测到中性氢21cm谱线 (后澳大利亚小组证实) 多天线射电干涉仪开始发展 1954 探测到HII区的射电连续谱辐射 1959 第三版剑桥射电星表3CR 471 射电源 1962 英国Martin Ryle建成第一台综合孔径望远镜 (Nobel Prize 1974) 探测到星际磁场及法拉第效应 1963 发现星际分子 OH 吸收（1665/1667 MHz) 1964 Penzias and Wilson 发现3K微波背景辐射(波长7.35厘米) (Nobel Prize 1978) 1965 发现天文脉泽 OH(银河系) 1967 英 Hewish and Bell 发现脉冲星(波长3.7米) （Nobel Prize 1974) 美－加 记录到第一批VLBI条纹
S B (l , m)d
• 有效面积Aeff是辐射入射方向的函数，表示
为A(l,m)
p B (l , m) A(l , m)d
天线温度Ta
• 如果我们在接收机的输入端用一个电阻
来代替天线，常常把P 等价于这个电阻 在温度为Ta时的可用热躁声功率
•
P kTa
后面的近似条件为
h kTB
<< 1
Rayleigh-Jeans 近似(射电天文中常用的近似)
• 同样应强调，这是用黑体温度来定义射电
源的亮度，这个温度与任何真实的温度毫 无关系。 • 仅在射电源辐射机制为黑体热辐射并且温 度与观测波长满足上述近似时，可以联系 到射电源的温度。
• 射电源的亮度分布 B（l,m）可用亮温
0.81
0.92 0.88
• 点源的漂移曲线－－－功率方向图
接收机
绘图议
天线面准确度
• 天线面的准确度用天线面偏离理想表面
的均方根误差 来衡量 相位误差 约为 = 4 / 2 主波束的功率变为 e S surf e ( 4 / ) 天线表面效率 =/20 surf = 67 %
射电源与望远镜之间的介质的影响
• 沿传输路径上星际空间的气体密度的起
伏引起小角径射电源的闪烁 • 地球大气层的影响 电离层对长波的反射和吸收 水，氧等分子对短厘米波，毫米波， 亚毫米波的吸收 大气层的热辐射产生背景辐射和噪声
电磁波
• 电磁波有幅度和相位 • 最简单的检测方法是取幅度的平方(总功
率测量), 但相位信息丢失 • 射电望远镜接收入射的电磁波,把它们变 成电信号,被放大,移动到不同的频段,与 其他频率信号进行互相关, 通过这些方法 可以推断入射的电磁波的相对相位的性 质.
功率方向图
A(l , m) Amax P(l , m) Amax F (l , m)
2
均匀照明的圆孔径
g() 1
0
2
a a

a 为孔径的半径 （以波长为单位）
f ( ) g ( )d exp( j 2 cos )d 2 g ( ) J 0 (2 )d
• 射电源的亮度 (强度) B 或 (W/m2Hz Sr )
单位频率间隔单位面积单位时间间隔向单位立体角 辐射的能量 • 射电源的流量密度 S（W / m2 Hz ） 单位频率间隔单位面积单位时间间隔辐射的能量 • 射电天文常用央斯基Jy 作单位 1Jy= 10-26 W / m2 /Hz =10-23ergs/s/cm2/Hz • S 常是辐射频率的函数
I ( ) I ( )T ( )d • 如果我们定义变量 S 为空间频率，它与空间角
'





度
为一对富利叶变换变量
~ ~ I ( S ) I ( S ) T ( S ) ~ '
•
T (S ) 为系统的传递函数
T( ) 包括了大气和望远镜的系统响应，
(/d) 1.22 17.6
距离
第一旁瓣的幅度 Amax/ 几 （低于主瓣的db 何面积 数）
1 0.73 0.55 0.87
1.62 2.03 1.49
24.7 30.7 23.7
0.25 1.17
2
1 2
0.25 1.23
0.5 0.5 1.13 1.16
1.68
1.33 1.51
32.3
22.0 26.5
• 电磁波传播方程（在自由空间）
2
1 2 2 c t
2

在源附近, 要求球面波方程 对天文目标(在很大距离上),波前的弯曲可以忽 略，平面波是足够好的近似（远场近似）． 单色横波，沿Ｚ方向传播，电场
( x, y ) a 0 exp( j 2 (t knz))
• Cassegrain（卡塞格林)
主反射面
付面 波导 馈源
• 大型射电望远镜通常采用地平装置 • 望远镜的引力变形只随仰角变化而与方
位无关 容易进行大气折射的改正 • 跟踪系统要求高 方位和仰角的跟踪速度随位置变化 • 视场旋转 （对偏振观测 入射波偏振面的旋转）
• 地平式望远镜视场转动
波束
• 地面利用电离层反射进行无线电通讯的最高频率
f 0 80.8 10 N e,max MHz
6
• 电离层最大电子密度（电子数/厘米3） N e,max
• • • • • •
L波段 ~20厘米 S波段 ~10厘米 C波段 ~6厘米 X波段 ~3厘米 Ku波段 (U波段） ~2厘米 K波段 ~1厘米
S (Jy)
•
Ta
对非偏振天体辐射 a AS
2k a A Ta G 2k S
GS
（ K/Jy）
由于天线的重力变形,温度效应等，天线效率 a 通常是仰角的函数 -----天线增益曲线
大部分天体的射电辐射都具有噪声性质，且其信 号很微弱 1Jy的天体辐射在25米直径的望远镜上接收到的 信号为约5X10-24W/Hz，如果接收机的带宽为 100MHz，接收到的功率仅为5X10-16W。而一 个处于绝对温度为T的电阻R的二端，在带宽 内热噪声起伏电压的平方平均值为
射电源
北天极
天线场强方向图与功率方向图
F（l,m）复函数 天线端电压的振幅和相位 照明分布 g(x,y) 电流的振幅和相位 F(l,m) ------- g(x,y) 二维的付里叶变换对 场强方向图
F (l , m) g ( x, y) exp[ 2j ( xl ym)]dxdy
无线电波段的粗略划分
• 依波长划分
米波, 厘米波, 毫米波, 亚毫米波 (远红外) • 依据频率划分 HF < 30 MHz VHF 30 ---- 300 MHz UHF 300 ---- 1000MHz Microwave 1000---3000MHz ( 毫米波 mm) 30 --- 300 GHz (亚毫米波 Sub-mm) 300---1000GHz