射电望远镜

的那架天线是世界上第一架专门用于天文观测的射电望远镜。 20 世纪 60 年代天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、
星际有机分子，被称为“四大发现”。这四项发现都与射电望远镜有关。 天文望远镜的极限分辨率取决于望远镜的口径和观测所用的波长。口径越大，波长越短，
分辨率越高。由于无线电波的波长要远远大于可见光的波长，因此射电望远镜的分辨本领远远 低于相同口径的光学望远镜，而射电望远镜的天线又不能无限做大。这在射电天文学诞生的初 期严重阻碍了射电望远镜的发展。
1962 年 Ryle 发明了综合孔径射电望远镜并获得了 1974 年诺贝尔物理学奖。 射电天文技术最初的起步和发展得益于二战后大批退役雷达的"军转民用"。射电望远镜和 雷达的工作方式不同，雷达是先发射无线电波再接收物体反射的回波，射电望远镜只是被动地 接收天体发射的无线电波.。20 世纪 50、60 年代，随着射电技术的发展和提高，人们研究成功 了射电干涉仪，甚长基线干涉仪，综合孔径望远镜等新型的射电望远镜射电干涉技术使人们能 更有效地从噪音中提取有用的信号；甚长基线干涉仪通常是相距上千公里的。几台射电望远镜 作干涉仪方式的观测，极大地提高了分辨率。
目前射电天文学领域已经广泛应用长基线的干涉技术，将遍布全球的射电望远镜综合起来， 获得了等效口径相当于地球直径量级的射电望远镜。美国建设了 VLBA，欧洲建设了 EVN，二 者组成了国际 VLBI 网。 编辑本段基本指标
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
射电望远镜 。为了检测到所研究的射电源的信号﹐将它从邻近背景源中分辨出来﹐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
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
阿雷西博天文台射电望远镜 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
射电望远镜是主要接收天体射电波段辐射的望远镜。射电望远镜的外形差别很大，有固定 在地面的单一口径的球面射电望远镜，有能够全方位转动的类似卫星接收天线的射电望远镜， 有射电望远镜阵列，还有金属杆制成的射电望远镜。
1931 年，美国贝尔实验室的央斯基用天线阵接收到了来自银河系中心的无线电波。随后美 国人格罗特·雷伯在自家的后院建造了一架口径 9.5 米的天线，并在 1939 年接收到了来自银河系 中心的无线电波，并且根据观测结果绘制了第一张射电天图。射电天文学从此诞生。雷伯使用
以干涉技术为基础的各种组合天线系统
世界最大射电望远镜 。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。
连续孔径 非连续 全可转型或可跟踪型 部分可转型 固定型 特点优势 观测网络 在建项目 亚洲最大 信号距地球3.7万光年 全球最大 主要代表 未来展望 展开 编辑本段基本原理
经典射电望远镜[1]的基本原理[2]是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
今天射电的分辨率高于其它波段几千倍，能更清晰地揭示射电天体的内核；综合孔径技术 的研制成功使射电望远镜具备了方便的成像能力，综合孔径射电望远镜相当于工作在射电波段 的照相机。 编辑本段类型介绍
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。 连续孔径
主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜。 非连续
Βιβλιοθήκη Baidu
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。
正在建设中的射电望远镜 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。 编辑本段特点优势
位于美国新墨西哥州的综合孔径射电望远镜甚大天线阵（VLA）。 1931 年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人 KG·杨斯基发现：有一种每隔 23 小时 56 分 04 秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他 在 1932 年发表的文章中断言：这是来自银河系中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究 天体的新纪元。当时他使用的是长 30.5 米、高 3.66 米的旋转天线阵，在 14.6 米波长取得了 30 度宽的 “扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辨率和灵敏度的历史。
甚大阵射电望远镜 自从杨斯基宣布接收到银河系的射电信号后，美国人 G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在 1937 年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛 物面天线直径为 9.45 米，在 1.87 米波长取得了 12 度的 “铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其 它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。
1946 年﹐英国曼彻斯特大学开始建造直径 66.5 米的固定抛物面射电望远镜﹐1955 年建成 当时世界上最大的 76 米直径的可转抛物面射电望远镜。与此同时﹐澳﹑美﹑苏﹑法﹑荷等国也 竞相建造大小不同和形式各异的早期射电望远镜。除了一些直径在 10 米以下﹑主要用于观测太 阳的设备外﹐还出现了一些直径 20～30 米的抛物面望远镜﹐发展了早期的射电干涉仪和综合 孔径射电望远镜。六十年代以来﹐相继建成的有美国国立射电天文台的 42.7 米﹑加拿大的 45.8 米﹑澳大利亚的 64 米全可转抛物面﹑美国的直径 305 米固定球面﹑工作于厘米和分米波段的 射电望远镜（见固定球面射电望远镜）以及一批直径 10 米左右的毫米波射电望远镜。因为可转 抛物面天线造价昂贵﹐固定或半固定孔径形状（包括抛物面﹑球面﹑抛物柱面﹑抛物面截带） 的天线的技术得到发展﹐从而建成了更多的干涉仪和十字阵（见米尔斯十字）。
大型射电望远镜阵列 六十年代末至七十年代初﹐不仅建成了一批技术上成熟﹑有很高灵敏度和分辨率的综合孔径射 电望远镜﹐还发明了有极高分辨率的甚长基线干涉仪这种所谓现代射电望远镜。另一方面还在 计算技术基础上改进了经典射电望远镜天线的设计﹐建成直径 100 米的大型精密可跟踪抛物面 射电望远镜（德意志联邦共和国波恩附近。
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。 编辑本段观测网络
40m 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。2012 年 10 月 28 日，亚洲最大的全方位可转动射电望远镜在上 海天文台正式落成。这台射电望远镜的综合性能排名亚洲第一、世界第四，能够观测 100 多亿 光年以外的天体，将参与我国探月工程及各项深空探测。 查看精彩图册 目录 基本原理 基本指标 灵敏度 分辨率 简史现状 类型介绍 连续孔径 非连续 全可转型或可跟踪型 部分可转型 固定型 特点优势 观测网络 在建项目 亚洲最大 信号距地球3.7万光年 全球最大 主要代表 未来展望 展开 基本原理 基本指标 灵敏度 分辨率 简史现状 类型介绍
40m 射电望远镜 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。
上世纪 80 年代以来，欧洲的 VLBI 网﹑美国的 VLBA 阵﹑日本的空间 VLBI 相继投入使用， 这是新一代射电望远镜的代表，它们的灵敏度﹑分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远 镜。其中，美国的超常基线阵列（VLBA）由 10 个抛物天线组成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克 斯 8000 千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的 500 倍，是人眼的 60 万倍。它所达到的分辨 率相当让一个人站在纽约看洛杉矶的报纸。
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
1962 年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁·赖尔（Ryle）利用干涉的原理，发明了综合 孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。其基本原理是：用相隔两地的两架射电望 远镜接收同一天体的无线电波，两束波进行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口径相当 于两地之间距离的单口径射电望远镜。赖尔因为此项发明获得 1974 年诺贝尔物理学奖。
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。
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
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。 编辑本段简史现状