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阅读 8095 次 历史版本 6个 创建者:和sky做邻居 (2011/5/20 11:27:29)  最新编辑:何凱霖 (2016/1/3 14:22:26)
射电望远镜
拼音:shèdiàn wàngyuǎnjìng (Shedian WWangyuanjing)
英文:radio telescope
同义词条:radio telescope ,射电天文望远镜
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射电望远镜
射电望远镜
 


  射电望远镜是现代天文学中用来观测和研究来自天体的射电波的基本设备,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。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。射电望远镜用来测量表征射电基本特性的三个量:强度、频谱和偏振。天线(抛物面或球面天线)口径越大,分辨率越高,可观测天体细节和更远的天体。

 

射电望远镜的历史

 
射电望远镜阵列
           射电望远镜阵列
  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。央斯基用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵,在14.6米波长取得了30°宽的“扇形”方向束。1937年,美国无线电工程师雷伯建造直径9.45米的抛物反射面天线,并在1939年接收到了来自银河系中心的无线电波,在1.87米波长取得了12°的“铅笔形”方向束,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。

  在第二次世界大战结束后,随着一些军用雷达和有关专家转向射电天文观测,射电望远镜才有了显着的发展。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。

  射电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。

  直到20世纪60年代,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)。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。60年代末至70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。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。
阿雷西博天文台射电望远镜
阿雷西博天文台射电望远镜

  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),建成或即将建成直径 20~45米的毫米波射电望远镜。甚长基线干涉仪的分辨率已达到万分之几角秒,远远超过了光学天文手段。而综合孔径射电望远镜,对射电源精细结构的分辨率,已达到1″量级,可与光学望远镜所拍照片的像点媲美。经典射电望远镜最高分辨率,也可以到10″量级。最灵敏的射电望远镜的最小可检测流量密度为1毫央,即可检测到放在月球上带宽约2兆赫、功率为10-3瓦的小型发射机发出的信号。随着超低温参量放大器和量子放大器以及电子计算机的广泛使用,可以说目前最灵敏的射电望远镜的灵敏度主要已不是受接收机噪声的限制,而是受地面噪声和背景噪声的影响了。

  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。

基本原理

 
  经典射电望远镜的基本原理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。

  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。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。

  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θ。θ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。当孔径大于波长时,可由下面简单关系式近似给出:

  θ≈1.22λ/D(弧度)≈4190λ/D(角分)≈2.516×105λ/D(角秒)。

  灵敏度取决于射电望远镜天线有效面积A(平方米)、接收机和天线的噪声性能,即系统噪声温度TS(K)、接收机有效噪声带宽△v(赫)和信号检测积分时间τ(秒)。通常对经典射电望远镜,用可检测的最小功率流量密度Smin来表征其灵敏度,并有如下关系:

  式中k=1.38×10-23焦耳/K为玻耳兹曼常数。有时用最小天线温度ΔTmin来表示射电望远镜系统的灵敏度:

  式中M为常数,ΔTmin与天线的有效接收面积A无关,对描述展源亮度很有用。实际灵敏度因增益起伏、干扰和采用的信号处理类型而劣于上式所给出的值。

射电望远镜类型

 
  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。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:
洛沸尔射电望远镜
            洛沸尔射电望远镜

  ①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中使用的。

  ②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)。

  ③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,使单反射面或天线阵的方向束移动。

  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。

著名射电望远镜


  位于美国波多黎各岛上的阿雷西博望远镜,为固定在天然火山口当中的单口径球面天线,口径305米,后扩建为350米。
甚大天线阵
               甚大天线阵

  位于美国新墨西哥州沙漠中的甚大天线阵VLA),由27面架设在铁轨上的口径25米的天线组成,排列成Y字形。

  日本的VSOP,利用日本HALCA卫星携带的8米射电望远镜与地面上的射电望远镜组成干涉仪。

  位于法国南赛Nancay观测站,1964年建成。

  筹建中的平方千米阵SKA),2011年英国焦德雷尔班克射电天文台被选为SKA设备的全球总部。2012年,国际社会将最终决定SKA阵列的最终选址地点。

  中国贵州在建的的500米球面望远镜FAST

在建项目

亚洲最大
2012年3月,65米口径可转动射电天文望远镜工程在上海佘山脚下紧张施工,这将是亚洲最大的该类型射电望远镜,总体性能在国际上处于第四位。据介绍,这台望远镜属于中国科学院和上海市政府重大合作项目,已于2012年10月28日在沪启动。
性能参数
据了解,这台65米的射电望远镜是中国科学院和上海市人民政府于2008年10月底联合立项的重大合作项目。
接收范围覆盖8个波段,总体性能列全球第四
这台65米的射电天文望远镜如同一只灵敏的耳朵,能仔细辨别来自宇宙的射电信号。它覆盖了从最长21厘米到最短7毫米的8个接收波段,涵盖了开展射电天文观测的厘米波波段和长毫米波波段,是中国目前口径最大、波段最全的一台全方位可动的高性能的射电望远镜,总体性能仅次于美国的110米射电望远镜、德国的100米射电望远镜和意大利的64米射电望远镜。
望远镜采用的修正型卡塞格伦天线能在方位和俯仰两个方向转动,下方轨道上有6组共12个轮子驱动天线的方位转动,上方的俯仰大齿轮控制天线的俯仰运动,这使得望远镜可以以高精度指向需要观测的天体和航天器,其最高指向精度优于3角秒。
望远镜的主反射面面积为3780平方米(相当于9个标准篮球场),由14圈共1008块高精度实面板拼装成,每块面板单元精度达到0.1毫米,代表了国内大尺度高精度面板设计与制造技术的最高水平。
主反射面的安装则采用了国内首创的主动面技术,在面板与天线背架结构的连接处安装有1104台高精度促动器,用以补偿跟踪观测时重力引起的反射面变形,提高高频观测的天线接收效率。促动器的单位精度可达15微米,即一根头发丝直径的一半左右。
望远镜坐落的轨道由无缝焊接技术全焊接而成。这是国内首次采用全轨道焊接技术,解决了轨道焊接变形等多项技术难题。
信号距地球3.7万光年
养在佘山“深闺”数年的一位探索宇宙奥秘的世界级“高手”,昨天正式“出山”。不必受限于天气的好坏,凭借它多个波段的“耳朵”,这座亚洲最大、总体性能世界第四的大型射电望远镜,可以灵敏地“倾听”来自宇宙深处各类天体发出的射电信号,进而展开测量和研究。
昨天下午,该望远镜接收到了首个信号,它来自距离地球3万7千光年的区域。
全球最大
为了争取国际最大规模的射电望远镜合作计划来华,中国正在贵州省“筑巢引凤”,建设全球最大的射电望远镜。这是中国2007年批准立项的500米口径球面射电望远镜(FAST)项目,日前已经在贵州省开始基建,项目总投资6.27亿元,建设期5年半,预计2014年开光。FAST建成后,不仅将成为世界第一大单口径天文望远镜,并将在未来20年至30年内保持世界领先地位。
中科院院士、原国际天文学联合会副主席叶叔华表示,FAST最大的技术成就是解决了球面镜随时变抛面镜这一难点,中国是世界上首个掌握该技术的国家。选择贵州省,是因为要做一平方公里大口径的射电望远镜,估计要有30个望远镜拼在一起。中国贵州有很多巨大的山谷,足可以放这样一个望远镜。
科学家们自1994年提出项目建设规划后,就苦苦搜寻、反复论证近10年,才确认大射电望远镜FAST探测基地落户在贵州省平塘县一片名为大窝凼的喀斯特洼地。“大窝凼不仅具有一个天然的洼地可以架设望远镜,而且喀斯特地质条件可以保障雨水向地下渗透,而不在表面淤积,腐蚀和损坏望远镜”,FAST工程办公室副主任张海燕说。 这里是喀斯特地貌所特有的一大片漏斗天坑群——它就像一个天然的“巨碗”,刚好盛起望远镜如30个足球场面积大的巨型反射面,望远镜建成后,将会填满这个山谷。
观测不易受地面电磁干扰
由于望远镜坐落于“大窝凼”凹坑内,所以非常适合观测。另外,大射电望远镜的观测虽然不受天气阴晴影响,但在选址中对无线电环境要求很高。调频电台、电视、手机以及其他无线电数据的传输都会对射电望远镜的观测造成干扰,就好像在交头接耳的会议上无法听清发言者讲话一样。大射电望远镜项目要求,台址半径5公里之内必须保持宁静,电磁环境不受干扰。
张海燕说,大窝凼附近没有集镇和工厂,在5公里半径之内没有一个乡镇,25公里半径之内只有一个县城,是最为理想的选址。有了FAST,边远闭塞的喀斯特山区将变成世人瞩目的国际天文学术中心,成为把贵州展现给世界的新窗口。

词条分类[我来完善]

  • 按学科分类: 射电天文学
  • 按行业分类: 科学研究与试验发展
  • 按地域分类:
  • 开放式分类: 射电天文学 .
  • 注释信息[我来完善]

    扩展阅读[我来完善]

  • 1.克里斯琴森和霍格玻姆著,陈建生译:《射电望远镜》,科学出版社,北京,1977。(W. N. Christiansen and J. A. H?gbom, Radio Telescopes, Cambridge Univ. Press, London, 1969.)
  • 2.世界最大单口射电望远镜将在贵州完成安装:http://www.qianzhan.com/photo/detail/252/151221-9f819e90.html
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