| | | 又名無綫電天文學。天文學的一個分科。應用無綫電技術觀測天體和星際物質所發射或反射的無綫電波而進行天文研究的一門學科。 | | 射電天文學
radio astronomy
通過射電天文望遠鏡接收到的宇宙天體發射的無綫電信號來研究天體的物理、化學性質的一門學科。
通過觀測天體的無綫電輻射來研究天文現象的學科。由於地球大氣的影響 ， 地面射電天文的觀測研究衹能在波長1毫米到30米的波段間進行。研究內容幾乎與光學天文學相同，包括探討天體的物理狀態、化學組成和演化過程以及研究和測定天體的位置和運動，建立基本參考係和確定地面坐標等。無綫電波能通過光波透不過的星際塵埃，所以射電觀測能深入到光學方法看不到的地方。銀河係空間星際塵埃遮蔽的廣阔世界，衹是在射電天文誕生以後纔第一次為人們所認識 。此外，某些産生非熱輻射的天體，雖然不發出可見光，但往往發出強烈的射電輻射，因此用射電探測方法能探測到某些光學波段完全無法發現的天文現象。可以說，射電天文不僅是光學天文的補充，而且開闢了天文學科中一個嶄新的分支。射電天文學誕生於20世紀30年代，半個多世紀來，發展十分神速。20世紀60年代四大天文發現——類星體、脈衝星、星際分子和微波背景輻射，都是用射電天文手段獲得的。當前，射電觀測手段無論在靈敏度和空間分辨率方面，還是在成像技術方面，其水平都不亞於地面光學手段，在天文領域的各個層次中都作出了重要貢獻，開闢了新的研究領域。
射電天文學是通過觀測天體的無綫電波來研究天文現象的一門學科。由於地球大氣的阻攔，從天體來的無綫電波衹有波長約 1毫米到30米左右的才能到達地面，迄今為止，絶大部分的射電天文研究都是在這個波段內進行的。
射電天文學以無綫電接收技術為觀測手段，觀測的對象遍及所有天體：從近處的太陽係天體到銀河係中的各種對象，直到極其遙遠的銀河係以外的目標。射電天文波段的無綫電技術，到二十世紀四十年代纔真正開始發展。
對於歷史悠久的天文學而言，射電天文使用的是一種嶄新的手段，為天文學開拓了新的園地。六十年代中的四大天文發現：類星體、脈衝星、星際分子和微波背景輻射，都是利用射電天文手段獲得的。從前，人類衹能看到天體的光學形象，而射電天文則為我們展示出天體的另一側面——無綫電形象。由於無綫電波可以穿過光波通不過的塵霧，射電天文觀測就能夠深入到以往憑光學方法看不到的地方。銀河係空間星際塵埃遮蔽的廣阔世界，就是在射電天文誕生以後，纔第一次為人們所認識。
射電天文學的歷史始於1931～1932年。美國無綫電工程師央斯基在研究長途電訊幹擾時偶然發現存在來自銀心方向的宇宙無綫電波。1940年，雷伯在美國用自製的直徑9.45米、頻率162兆赫的拋物面型射電望遠鏡證實了央斯基的發現，並測到了太陽以及其他一些天體發出的無綫電波。
第二次世界大戰中，英國的軍用雷達接收到太陽發出的強烈無綫電輻射，表明超高頻雷達設備適合於接收太陽和其他天體的無綫電波。戰後，一些雷達科技人員，把雷達技術應用於天文觀測，揭開了射電天文學發展的序幕。
到了二十世紀七十年代，雷伯首創的那種拋物面型射電望遠鏡的“後代”，已經發展成現代的大型技術設備。其中名列前茅的如德意志聯邦共和國埃費爾斯貝格的射電望遠鏡，直徑達100米，可以工作到短釐米波段。這種大型設備配上各種高靈敏度接收機，便可以在各個波段探測到極其微弱的天體無綫電波。
對於研究射電天體來說，測到它的無綫電波衹是一個最基本的要求。我們還可以應用頗為簡單的原理，製造出射電頻譜儀和射電偏振計，用以測量天體的射電頻譜和偏振。研究射電天體的進一步的要求是精測它的位置和描繪它的圖像。
一般說來，衹有把射電天體的位置測準到幾角秒，才能夠較好地在光學照片上認出它所對應的天體，從而深入瞭解它的性質。為此，就必須把射電望遠鏡造得很大，比如說，大到好幾公裏。這必然會帶來機械製造上很大的睏難。因此，人們曾認為射電天文在測位和成像上難以與光學天文相比。可是，五十年代以後，射電望遠鏡的發展，特別是射電干涉儀(由兩面射電望遠鏡放在一定距離上組成的係統)的發展，使測量射電天體位置的精度穩步提高。
五十年代到六十年代前期，在英國劍橋，利用許多具射電干涉儀構成了“綜合孔徑”係統，並且用這種係統首次有效地描繪了天體的精細射電圖像。接着，荷蘭、美國、澳大利亞等國也相繼發展了這種設備。到七十年代後期，工作在短釐米波段的綜合孔徑係統所取得的天體射電圖像細節精度已達2"，可與地面上的光學望遠鏡拍攝的照片媲美。
射電干涉儀的應用還導致了六十年代末甚長基綫干涉儀的發明。這種干涉儀的兩面射電望遠鏡之間距離長達幾千公裏，乃至上萬公裏。用它測量射電天體的位置，已能達到千分之幾角秒的精度。七十年代中，在美國完成了多具甚長基綫干涉儀的組合觀測，不斷取得重要的結果。
應用射電天文手段觀測到的天體，往往與天文世界中能量的進發有關：規模最“小”的如太陽上的局部爆發、一些特殊恆星的爆發，較大的如晚期恆星的爆炸，更大的如星係核的爆發等等，都有強烈的射電反應。而在宇宙中能量進發員劇烈的天體，包括射電星係和類星體，每秒鐘發出的無綫電能量估計可達太陽全部輻射的一千億倍乃至百萬億倍以上。
這類天體有的包含成雙的射電源，有的伸展到周圍很遠的空間。有些處在核心位置的射電雙源，以視超光速的速度相背飛離。這些發現顯然對於研究星係的演化具有重大的意義。高能量的河外射電天體，即使處在非常遙遠的地方，也可以用現代的射電望遠鏡觀測到。這使得射電天文學探索到的宇宙空間達到過去難以企及的深處。
這一類宇宙無綫電波都屬於“非熱輻射”，有別於光學天文中常見的熱輻射。對於星係和類星體的非熱輻射的主要起因，是大量電子以接近於光速的速度在磁場中的運動。許多觀測事實都支持這種見解。但是，這些射電天體如何産生並不斷釋放這樣巨大的能量，而這種能量如何激起大量近於光速的電子，則是當前天文學和物理學中需要解决的重大課題。
天體無綫電波還可能來自其他種類的非熱輻射。日冕中等離子體波轉化成的等離子體輻射就是一例。而在光學天文中所熟悉的那些輻射，也同樣能夠在無綫電波段中産生，例如，太陽上的電離大氣以及銀問係的電離氫區所發出的熱輻射，都是理論上預計到的。微波背景的2.7k熱輻射，雖然是一個驚人的發現，但它的機製卻是衆所熟知的。
光譜學在現代天文中的决定性作用，促使人們尋求無綫電波段的天文譜綫。五十年代初期，根據理論計算，測到了鋁河係空間中性氫2l釐米譜綫。後來，利用這條譜綫進行探測，大大增加了我們對於銀河係結構(特別是旋臂結構)和一些河外星係結構的知識。氫譜綫以外的許多射電天文譜綫是最初沒有料到的 ，1963年測到了星際羥基的微波譜綫，六十年代末又陸續發現了氨、水和甲醛等星際分子射電譜綫。
在二十世紀七十年代，主要依靠毫米波(以及短釐米波)射電天文手段發現的星際分子迅速增加到五十多種，所測到的分子結構愈加復雜，有的鏈長超過l0個原子。這些分子大部分集中在星雲中。它們的分佈，有的反映了銀河係的大尺度結構，有的則與恆星的起源有關。研究這些星際分子，對於探索宇宙空間條件下的化學反應將有深刻影響。
近幾十年來，隨着觀測手段的不斷革新，射電天文學在多個層次中發現的天體射電現象，不僅是光學天文的補充，而且常常超出原來的想象，開闢出許多新的研究領域。 | | shedian tianwenxue
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通過觀測天體的無綫電波來研究天文現象的一門學科。由於地球大氣的阻攔，從天體來的無綫電波衹有波長約1毫米到30米左右的才能到達地面，迄今,絶大部分的射電天文研究都是在這個波段內進行的。
特徵和意義 射電天文學以無綫電接收技術為觀測手段，觀測的對象遍及所有天體：從近處的太陽係天體到銀河係中的各種對象，直到極其遙遠的銀河係以外的目標。射電天文波段的無綫電技術，到二十世紀四十年代纔真正開始發展。對於歷史悠久的天文學而言，射電天文使用的是一種嶄新的手段，為天文學開拓了新的園地。六十年代中的四大天文發現：類星體、脈衝星、星際分子和微波背景輻射，都是用射電天文手段獲得的。從前，人類能看到的衹是天體的光學形象，而射電天文則為我們展示出天體的另一側面──無綫電形象。由於無綫電波可以穿過光波通不過的塵霧，射電天文觀測就能夠深入到以往憑光學方法看不到的地方。銀河係空間星際塵埃遮蔽的廣阔世界,衹是在射電天文誕生以後,纔第一次為人們所認識。
歷史和發展 射電天文學的歷史始於1931～1932年。美國無綫電工程師央斯基在研究長途電訊幹擾時偶然發現來自銀心方向的宇宙無綫電波。1940年，雷伯在美國用自製的直徑9.45米、頻率 162兆赫的拋物面型射電望遠鏡證實了央斯基的發現，並測到了太陽以及其他一些天體發出的無綫電波。第二次世界大戰中，英國的軍用雷達接收到太陽發出的強烈無綫電輻射，表明超高頻雷達設備適合於接收太陽和其他天體的無綫電波。戰後，一些雷達科技人員，把雷達技術應用於天文觀測，揭開了射電天文學發展的序幕。
到七十年代，雷伯首創的那種拋物面型射電望遠鏡的“後代”，已經發展成現代的大型技術設備。其中名列前茅的如德意志聯邦共和國埃費爾斯貝格的射電望遠鏡,直徑達100米，可以工作到短釐米波段。這種大型設備配上各種高靈敏度接收機，便可以在各個波段探測到極其微弱的天體無綫電波（見射電天文接收機）。
射電天文方法 對於研究射電天體來說，測到它的無綫電波衹是一個最基本的要求。我們還可以應用頗為簡單的原理，製造出射電頻譜儀（見太陽射電動態頻譜儀）和射電偏振計，用以測量天體的射電頻譜和偏振。研究射電天體的進一步的要求是精測它的位置和描繪它的圖像。一般說來，衹有把射電天體的位置測準到幾角秒,才能夠較好地在光學照片上認出它所對應的天體,從而深入瞭解它的性質。為此，就必須把射電望遠鏡造得很大，比如說，大到好幾公裏。這必然會帶來機械製造上很大的睏難。因此，人們曾認為射電天文在測位和成像上難以與光學天文相比。可是，五十年代以後，射電望遠鏡的發展，特別是射電干涉儀（由兩面射電望遠鏡放在一定距離上組成的係統）的發展，使測量射電天體位置的精度穩步提高。五十年代到六十年代前期，在英國劍橋,利用許多具射電干涉儀構成了“綜合孔徑”,係統，並且用這種係統首次有效地描繪了天體的精細射電圖像。接着，荷蘭、美國、澳大利亞等國也相繼發展了這種設備。到七十年代後期，工作在短釐米波段的綜合孔徑係統所取得的天體射電圖像細節精度已達2□，可與地面上的光學望遠鏡拍攝的照片媲美（見綜合孔徑射電望遠鏡）。射電干涉儀的應用還導致了六十年代末甚長基綫干涉儀的發明。這種干涉儀的兩面射電望遠鏡之間，距離長達幾千公裏，乃至上萬公裏。用它測量射電天體的位置,已能達到千分之幾角秒的精度。七十年代中,在美國完成了多具甚長基綫干涉儀的組合觀測，不斷取得重要的結果。
研究課題 值得註 | | - : radio astronomy, branch of astronomy in which radio waves from space are received and analysed
| | | 太陽射電天文學 | 宇宙射電天文學 | 實驗射電天文學 | | 河外射電天文學 | 銀河係射電天文學 | |
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