2第二章 射电天文望远镜定

第二章射电天文望远镜（August 30, 2012 Already Viewed）与光学望远镜400年的历史相比，射电望远镜仅有七十多年，但很快就步入了鼎盛时期。20世纪60年代射电天文学的“四大发现”，即脉冲星、星际分子、微波背景辐射和类星体的发现成为20世纪中最为耀眼的天文学成就。在1967年发现脉冲星时，已有好几台大型射电望远镜具备很强的观测脉冲星能力，很快就转入脉冲星的观测研究。我国在1990年开始进行脉冲星的观测实验，1996年获得成功，目前仅有新疆天文台25米射电望远镜系统地开展脉冲星的观测研究。从21世纪开始，我国加快了射电望远镜发展的步伐，正在建造或筹建的几台大型射电望远镜，建成后将大大提高脉冲星的观测能力。

2.1脉冲星信息的主要特点和射电望远镜的基本结构

射电望远镜是脉冲星观测发现和研究的最重要也是不可或缺的观测设备。射电脉冲星天文学的发展很快，得利于射电望远镜技术的蓬勃发展。

2.1.1 地球大气窗口和射电望远镜的分类

天体的辐射常常包括从射电、光学、X射线和伽玛射线整个电磁波谱。但是地球大气只有两个窗口，允许可见光和无线电波段通过。由于大气中有水汽, 氧和臭氧的吸收带，对毫米波和亚毫米波段而言，只是部分透明。对于红外、紫外、X射线和伽玛射线的能量被大气全部吸收，必须把探测设备放入太空轨道才能观测。如图1.1所示。

图1.1 地球大气辐射窗口：允许可见光和射电辐射通过

大气射电窗比可见光窗宽得多，可见光窗的带宽∆ν/ν只等于2，一架光学望远镜能观测整个光学波段的辐射。射电窗口的带宽∆ν/ν则高达5个数量级，一台射电望远镜不能观测整个射电波段的辐射，一台射电望远镜只能接收一定波段的射电辐射，实际上是很好的单色仪。按波段把射电望远镜分为米波（λ > 1m）、分米波（10cm − 1m）、厘米波（1cm −10 cm）、毫米波（1mm − 1cm）和亚毫米波（1mm − 0.35mm）射电望远镜。无线电通讯也使用这些波段，而且历史比射电天文悠久，因此射电天文常借用无线电工程中的术语，把微波段（0.7cm − 30cm）大致分成8个波段，常用波段代码所示。如表×所示：

表1.1 波段代码和它代表的频率和波长

频率范围（GHz）近似波长（cm）波段代码

0.30-0.34 90 P

1.24-1.70 20 L

2.65-

3.35 13 S

4.6-

5.0 6 C

8.1-8.8 3.6 X

14.6-15.3 2 U

22.0-24.0 1.3 K

40.0-50.0 0.7 Q

脉冲星辐射是幂率谱，谱指数在1.5-2的范围。因此脉冲星的低频比较强，随着频率的增加，脉冲星的流量密度下降很快。早期的脉冲星观测大都利用低频观测，如发现脉冲星是81MHz的观测，后继的观测所用的频段高一些，如408MHz、610MHz、930MHz。当前，比较流行的观测频率则是1420MHz、1500MHz、1950MHz等比较高的频段。脉冲星观测主要波段在米波和分米波段。也就是说脉冲星的观测基本上就用P、L和S波段。

2.1.2 射电脉冲星信息的主要特点

与天体物理学其他领域的研究相同，脉冲星是遥远的天体，只能通过接收电磁辐射来研究它们的性质。目前发现的脉冲星约2000颗，主要是存在银河系中，但在近邻星系大小麦

哲伦云中已经发现一些射电脉冲星。要想在其他星系中发现更多的射电脉冲星，还需要大大提高射电望远镜的观测能力。与其他射电源相比，脉冲星的辐射有其独特性。

1，信号极其微弱，要求非常高的灵敏度

射电望远镜接收到射电源的辐射用流量密度表示，即单位时间单位频率接收到的射电源辐射功率，单位是央斯基（y J ），其值为：

332262110/()10/()y J J s Hz m w m Hz --== (1. 1)

目前观测到的最弱的脉冲星是美国GBT 在1950MHz 频率观测的PSR J1748-2246，只有80μJy 。我国新疆天文台25米射电望远镜能观测的最低流量密度为0.5mJy 的脉冲星，每秒到达馈源的能量约为7.5×10-19尔格。天文学家曾用拿起一根羽毛所付出的能量做比喻，这点能量比全世界的射电望远镜在一年中接收到所有脉冲星的能量的1百万倍还多。

射电天文望远镜的灵敏度用最小可观测流量密度表示：

sys f τ∆ (1.2)

其中k 为波尔兹曼常数：1.38×10-23J/K （焦尔/开）,T SYS 是接收机系统的噪声温度（K

开尔文），A ------ 天线口面面积（2m ），τ是观测时间或积分时间（s ），f ∆观测频带

宽度（即接收机带宽）（Hz ）。由公式可以知道，提高灵敏度的方法是降低系统的噪声、增大天线的接收面积、加长观测时间和扩展接收机的频带宽度。脉冲星的信号极其微弱，对射电望远镜的灵敏度提出很高的要求，推动了大口径天线、低噪声放大器和宽带消色散终端技术的发展。这些将在以后的章节详细讨论。

2，很短的周期脉冲，要求高时间分辨率

脉冲星的辐射呈现很短周期的脉冲，从最短的1.4ms 到最长的8.5s ，大多数脉冲星的周期都在1s 以下。为了能够分辨脉冲星短周期结构，采样时间必须比周期短百倍以上，要求射电望远镜有很高的时间分辨率。实际上，这种采样方式只是能大体上描绘出脉冲强度的分布，即脉冲形状，只保留了脉冲强度的信息，所有相位信息全丢失了。根据奈奎特定理，只有当采样频率大于信号中最高频率的2倍时，采样之后的数字信号才能完整地保留原始信号

中的信息，才有可能根据各采样值完全恢复原来的信号。在进行基频混频以后，最高频率可到100MHz，甚至1000MHz。这样就要求采样时间达到10ns到1ns。也就是要求射电望远镜有极高的时间分辨率。这种采样所采取的数据量惊人，相应的计算量也特别大。对计算机的要求更高。

3，信号受受各种因素的影响，要求很强大消色散能力

脉冲星辐射经过漫长旅程才到达射电望远镜的。在传播过程中将会受到银河系星际介质的色散和散射的影响，其中色散的影响最为严重，要求射电望远镜具有很强的消色散能力。这将在第三章中专门介绍。

4，部分课题要求高空间分辨率

脉冲星的观测对空间分辨率并没有什么要求。在天线方向图的主瓣内同时观测到多个脉冲星并无妨碍。目前甚长基线干涉仪网的分辨率已远远超过大型光学望远镜，还不能分辨半径仅有10千米的中子星的辐射区的细节。但是，部分观测研究课题，如测量脉冲星的准确位置、自行和周年视差等课题要求有很高的空间分辨率。这是单天线射电望远镜做不到的，往往要应用综合孔径射电望远镜、甚长基线干涉仪阵来观测。

2.1.2 射电望远镜的基本结构

射电望远镜通常是由天线、馈源、接收机、数据采集和计算机等5部分构成。以新疆25米射电望远镜来介绍射电望远镜的基本结构，这台射电望远镜在我国系统地观测脉冲星已经十多年，经过不断地技术改造具有比较强大观测脉冲星的能力。图××是新疆25米的系统方框图。