| | 天文學家利用波干涉原理，作出射電干涉儀。通常是將兩面同樣大小的天綫拉開距離排列着，中間用電纜連係。如果用很多天綫等間隔排列在一條綫上，就構成了“多元天綫干涉儀”。它可得到比過去更高的分辨率。
射電干涉儀是由多元天綫係統組成的一種射電望遠鏡。為了對射電源進行精確定位、分辨出角徑很小的源和研究射電天體的精細結構,須有高分辨率的射電望遠鏡。二十世紀四十年代末和五十年代初創製了許多新型射電望遠鏡，其中很重要的一種是根據光學干涉儀原理製成的射電干涉儀，它大幅度地提高了測量分立射電源的分辨本領。到七十年代，射電天文學家已能夠分辨出0奬 002的射電源的角徑。望遠鏡能分辨天體的最小角距δθ ,稱為望遠鏡的分辨角，分辨角的倒數叫分辨率，δθ 越小,分辨率越高。根據光學原理，δθ ≈λ/d，λ為波長，d為望遠鏡的孔徑。由於射電波段的波長比光學波段的要大一萬倍乃至一億倍,所以要射電望遠鏡能達到口徑為5釐米的小型光學望遠鏡的分辨率,則其天綫的孔徑就要做到500米（工作在毫米波段），甚至 5,000公裏（工作在十米波段），這是無法實現的。現在世界上最大的全可轉拋物面天綫的口徑衹100米,地面上固定不動的球面天綫也衹305米。因此，就單個射電望遠鏡來說,分辨率是很低的。早在1920年，恆星干涉儀就用來測量亮星的角徑。射電干涉儀應用了與光學干涉儀同樣的原理，在射電源定位和角徑測量上起了巨大的作用。最簡單的干涉儀由兩臺相隔一定距離的天綫構成。干涉儀的分辨率取决於兩天綫之間的距離，而“接收面積”則取决於天綫的大小。二者可以根據觀測需要獨立選取，這意味着可以大量地節省材料，而不會降低望遠鏡的實效。連續孔徑望遠鏡則不易做到這一點，因為它的分辨率和接收面積不是互相獨立的（見連續和非連續孔徑射電望遠鏡）。
基本原理（雙天綫射電干涉儀） 雙天綫射電干涉儀是最簡單的也是最基本的一種干涉儀。現今所有各種高分辨率的非連續孔徑望遠鏡都是以它為基礎發展起來的。雙天綫射電干涉儀的基本原理是：一組取嚮一致的兩個天綫安置在某一方向(例如東西方向)的基綫上，接收“點源”（角徑遠遠小於單個天綫的分辨率的源）的單頻信號。天綫用性能相同、長度相等的傳輸綫把各自收到的信號送到接收機輸入端,兩個信號互相迭加（圖1）。當一個天體射來的電磁波與基綫的垂綫成θ角時,射電波到達兩天綫相差一段路程bc。若程差bc正好是半波長的偶數倍，這兩個信號同相，信號相加；若為奇數倍則反相，信號相互抵消（圖2）。因此,當θ因天體的周日運動而不斷改變時，接收機的輸出呈現強弱相間的周期性變化,形成干涉圖形。圖3表示雙天綫干涉儀的方向圖形。圖中各方向瓣的包絡就是單天綫方向圖。可以用中心瓣的寬度來表示一具雙天綫干涉儀所具有的分辨率。這和連續孔徑情況一樣，也近似有δθ≈λ/d 的形式，然而這裏的d是兩臺天綫之間的間距。由於d可以很大,因此干涉儀可以得到比連續孔徑望遠鏡窄得多的方向瓣。對於特定的孤立射電源，方向瓣的寬度就决定了觀測所能達到的分辨率。如果在單天綫方向圖的範圍內不止有一個源，或源的角徑大於相鄰兩個方向瓣的角距，則所得的信息將混淆不清。
為了適應各種目的，研製了各種形式的干涉儀，其中最重要的是相關干涉儀。相關干涉儀是由兩個分立的天綫以及對天綫送來的信號能起乘法作用的接收機（稱為相關接收機）組成的。相關接收機的輸出，衹對兩組元的天綫同時收到的信號起作用，其輸出正比於兩個組元天綫輸出的電壓乘積的平均值。因此，如果信號或某種噪聲或幹擾衹加在其中的一個組元通道上，則相關輸出將為零。這就使得相關接收機可以抑製接收機噪聲以及外來的衹對一個組元有作用的有害幹擾。著名的綜合孔徑射電望遠鏡、米爾斯十字射電望遠鏡、復合射電干涉儀等許多非連續孔徑射電望遠鏡，都是以這種形式的接收機為基礎的。
多天綫干涉儀、復合干涉儀和十字天綫 雙天綫干涉儀的分辨角δθ ≈λ/d,而相鄰兩個干涉瓣之間的角距△θ也是≈λ/d。它衹能適用於角徑小的孤立源和角徑稍大的輻射源的定位及估計角徑方面的工作。在對太陽這樣的面源的觀測上,普遍使用多面天綫組成的干涉儀。同相饋電的多天綫射電干涉儀,又稱柵式干涉儀。多面天綫等間隔地排在一條直綫上，若相鄰天綫的間距為s,天綫數目為n，則干涉瓣的主瓣半寬δθ ≈λ/ns，δθ 衹取决於基綫的“總長度”ns,而干涉瓣之間的角距△θ≈λ/s，衹取决於相鄰兩天綫的間距s，與天綫的多少無關,也與基綫的總長度無關。在總長度不變的情況下，天綫面數增加一倍（即n增一倍）,干涉瓣之間的角距也將增加一倍。衹要適當選擇n和s,就可以得到所需要的分辨率,而在觀測特定的孤立射電源（如太陽）時，又可以使干涉瓣之間的角距大於源的角徑而不發生混淆。圖4表示一種雙天綫干涉儀和多天綫干涉儀的方向圖形以及它們在觀測太陽時的效果。
把多天綫干涉儀與相關干涉儀的特點結合起來，就構成復合射電干涉儀。這就是在一排天綫的連綫上再放置一面或多面天綫，使所放置的天綫係統與原有天綫係統的輸出相乘。這樣可以用比較少量天綫獲得高的分辨率，同時保證兩干涉瓣間的必要距離。復合干涉儀還可以設計成單瓣方向圖，從而避免多瓣響應所帶來的局限性。等距排列的多天綫干涉儀，天綫的間距有許多是重複的（如在n個天綫的等距排列中有n-1個天綫對都是相距s，n-2個天綫對都是相距2s等等）。原則上相同間距的天綫對重複，對改善方向圖形並不起任何作用。因此，完全可以去掉那些重複的單元，而在避免混淆方面和分辨細節方面得到相同的效果。這種天綫係統叫作最少重複的干涉儀。
上述各種干涉儀僅能提高一維的分辨率。一面東西方向排列的天綫，並不能提高南北方向上的分辨率。澳大利亞的米爾斯設計並研製了一種十字天綫，可以直接獲得二維的高分辨率（“鉛筆束”方向圖）。原來的米爾斯十字天綫是由兩個狹長的平行偶極子陣所組成，後來發展為十字拋物柱面對。十字天綫的兩個連續陣可以用柵(也就是分立天綫陣)來代替，稱之為剋裏斯琴森十字。十字柵是多瓣響應，衹限於用來觀測強的孤立射電源。事實上，最初的十字柵是專門用來觀測太陽的。除了十字形排列，還有y形、t形和環形排列，都可以獲得兩個方向上很高的分辨率。
長基綫干涉儀 上面講到的各種係統的天綫之間都要用傳輸綫連接。進一步增加天綫間的距離，在技術上會遇到極大的睏難。要得到穩定的干涉觀測，必須保證把天綫接收到的信號送到主接收機以及把本機振蕩信號從控製室送到天綫的傳輸過程中有足夠的穩定性。然而，在基綫過長的情況下，傳輸綫因溫度的變化所引起的伸縮，就足以導致各路在傳輸綫上傳播的信號的相位誤差彼此不一，而使干涉儀無法進行工作；另外，也不能把基綫擴展過長，以免信號損耗過大。澳大利亞、法國和英國的射電天文學家先後采用微波接力代替電纜傳輸綫的連接,使干涉儀的基綫長達100多公裏，從而使分辨率可優於1″。但是，采用微波接力同樣有信號在傳輸中相位不穩定的問題，因此，不能用進一步延伸基綫的辦法來提高分辨率。具有獨立本振的甚長基綫干涉儀(vlbi)完全去掉電的連接，使兩天綫可以放在地球上可能放的任何距離上。原則上甚至可以將基綫的一端置於空間衛星或月球上，以得到更長的基綫。這種干涉儀的各個單元有獨立本機振蕩器，都各自跟一個穩定度極高的原子頻率標準鎖相，每個單元的輸出信號連同精確的時間標志一起都獨立地記錄在磁帶上，然後一起送到數據處理中心進行處理。美國佛羅裏達大學首次將這種原理應用於觀測木星射電爆發,分辨率達到0奬1。這項技術的真正發展應歸功於加拿大和美國兩個各自獨立的小組，它們於1967年各自研製成一種現代的甚長基綫干涉儀。目前這種設備的最高分辨率已達萬分之幾角秒。 | | 天文學家利用波干涉原理，作出射電干涉儀。通常是將兩面同樣大小的天綫拉開距離排列着，中間用電纜連係。如果用很多天綫等間隔排列在一條綫上，就構成了“多元天綫干涉儀”。它可得到比過去更高的分辨率。射電干涉技術使人們能更有效地從噪音中提取有用的信號；甚長基綫干涉儀通常是相距上千公裏的幾臺射電望遠鏡作干涉儀方式的觀測，極大地提高了分辨率，使射電波段的分辨率首次高於光學，今天射電的分辨率高於其它波段幾千倍，能更清晰地揭示射電天體的內核；綜合孔徑技術的研製成功使射電望遠鏡具備了方便的成像能力，綜合孔徑射電望遠鏡相當於工作在射電波段的照相機。英國射電天文學家賴爾（M.Ryle）因研究成功綜合孔徑技術，為射電天文學的發展做出重要貢獻，獲得1974年諾貝爾物理學奬。
射電干涉儀是由多元天綫係統組成的一種射電望遠鏡。為了對射電源進行精確定位、分辨出角徑很小的源和研究射電天體的精細結構,須有高分辨率的射電望遠鏡。二十世紀四十年代末和五十年代初創製了許多新型射電望遠鏡，其中很重要的一種是根據光學干涉儀原理製成的射電干涉儀，它大幅度地提高了測量分立射電源的分辨本領。到七十年代，射電天文學家已能夠分辨出0奬 002的射電源的角徑。望遠鏡能分辨天體的最小角距δθ ,稱為望遠鏡的分辨角，分辨角的倒數叫分辨率，δθ 越小,分辨率越高。根據光學原理，δθ ≈λ/D，λ為波長，D為望遠鏡的孔徑。由於射電波段的波長比光學波段的要大一萬倍乃至一億倍,所以要射電望遠鏡能達到口徑為5釐米的小型光學望遠鏡的分辨率,則其天綫的孔徑就要做到500米（工作在毫米波段），甚至 5,000公裏（工作在十米波段），這是無法實現的。現在世界上最大的全可轉拋物面天綫的口徑衹100米,地面上固定不動的球面天綫也衹305米。因此，就單個射電望遠鏡來說,分辨率是很低的。早在1920年，恆星干涉儀就用來測量亮星的角徑。射電干涉儀應用了與光學干涉儀同樣的原理，在射電源定位和角徑測量上起了巨大的作用。最簡單的干涉儀由兩臺相隔一定距離的天綫構成。干涉儀的分辨率取决於兩天綫之間的距離，而“接收面積”則取决於天綫的大小。二者可以根據觀測需要獨立選取，這意味着可以大量地節省材料，而不會降低望遠鏡的實效。連續孔徑望遠鏡則不易做到這一點，因為它的分辨率和接收面積不是互相獨立的（見連續和非連續孔徑射電望遠鏡）。
基本原理（雙天綫射電干涉儀） 雙天綫射電干涉儀是最簡單的也是最基本的一種干涉儀。現今所有各種高分辨率的非連續孔徑望遠鏡都是以它為基礎發展起來的。雙天綫射電干涉儀的基本原理是：一組取嚮一致的兩個天綫安置在某一方向(例如東西方向)的基綫上，接收“點源”（角徑遠遠小於單個天綫的分辨率的源）的單頻信號。天綫用性能相同、長度相等的傳輸綫把各自收到的信號送到接收機輸入端,兩個信號互相迭加（圖1）。當一個天體射來的電磁波與基綫的垂綫成θ角時,射電波到達兩天綫相差一段路程BC。若程差BC正好是半波長的偶數倍，這兩個信號同相，信號相加；若為奇數倍則反相，信號相互抵消（圖2）。因此,當θ因天體的周日運動而不斷改變時，接收機的輸出呈現強弱相間的周期性變化,形成干涉圖形。圖3表示雙天綫干涉儀的方向圖形。圖中各方向瓣的包絡就是單天綫方向圖。可以用中心瓣的寬度來表示一具雙天綫干涉儀所具有的分辨率。這和連續孔徑情況一樣，也近似有δθ≈λ/D 的形式，然而這裏的D是兩臺天綫之間的間距。由於D可以很大,因此干涉儀可以得到比連續孔徑望遠鏡窄得多的方向瓣。對於特定的孤立射電源，方向瓣的寬度就决定了觀測所能達到的分辨率。如果在單天綫方向圖的範圍內不止有一個源，或源的角徑大於相鄰兩個方向瓣的角距，則所得的信息將混淆不清。
為了適應各種目的，研製了各種形式的干涉儀，其中最重要的是相關干涉儀。相關干涉儀是由兩個分立的天綫以及對天綫送來的信號能起乘法作用的接收機（稱為相關接收機）組成的。相關接收機的輸出，衹對兩組元的天綫同時收到的信號起作用，其輸出正比於兩個組元天綫輸出的電壓乘積的平均值。因此，如果信號或某種噪聲或幹擾衹加在其中的一個組元通道上，則相關輸出將為零。這就使得相關接收機可以抑製接收機噪聲以及外來的衹對一個組元有作用的有害幹擾。著名的綜合孔徑射電望遠鏡、米爾斯十字射電望遠鏡、復合射電干涉儀等許多非連續孔徑射電望遠鏡，都是以這種形式的接收機為基礎的。
多天綫干涉儀、復合干涉儀和十字天綫 雙天綫干涉儀的分辨角δθ ≈λ/D,而相鄰兩個干涉瓣之間的角距△θ也是≈λ/D。它衹能適用於角徑小的孤立源和角徑稍大的輻射源的定位及估計角徑方面的工作。在對太陽這樣的面源的觀測上,普遍使用多面天綫組成的干涉儀。同相饋電的多天綫射電干涉儀,又稱柵式干涉儀。多面天綫等間隔地排在一條直綫上，若相鄰天綫的間距為S,天綫數目為N，則干涉瓣的主瓣半寬δθ ≈λ/NS，δθ 衹取决於基綫的“總長度”NS,而干涉瓣之間的角距△θ≈λ/S，衹取决於相鄰兩天綫的間距S，與天綫的多少無關,也與基綫的總長度無關。在總長度不變的情況下，天綫面數增加一倍（即N增一倍）,干涉瓣之間的角距也將增加一倍。衹要適當選擇N和S,就可以得到所需要的分辨率,而在觀測特定的孤立射電源（如太陽）時，又可以使干涉瓣之間的角距大於源的角徑而不發生混淆。圖4表示一種雙天綫干涉儀和多天綫干涉儀的方向圖形以及它們在觀測太陽時的效果。
把多天綫干涉儀與相關干涉儀的特點結合起來，就構成復合射電干涉儀。這就是在一排天綫的連綫上再放置一面或多面天綫，使所放置的天綫係統與原有天綫係統的輸出相乘。這樣可以用比較少量天綫獲得高的分辨率，同時保證兩干涉瓣間的必要距離。復合干涉儀還可以設計成單瓣方向圖，從而避免多瓣響應所帶來的局限性。等距排列的多天綫干涉儀，天綫的間距有許多是重複的（如在N個天綫的等距排列中有N-1個天綫對都是相距S，N-2個天綫對都是相距2S等等）。原則上相同間距的天綫對重複，對改善方向圖形並不起任何作用。因此，完全可以去掉那些重複的單元，而在避免混淆方面和分辨細節方面得到相同的效果。這種天綫係統叫作最少重複的干涉儀。
上述各種干涉儀僅能提高一維的分辨率。一面東西方向排列的天綫，並不能提高南北方向上的分辨率。澳大利亞的米爾斯設計並研製了一種十字天綫，可以直接獲得二維的高分辨率（“鉛筆束”方向圖）。原來的米爾斯十字天綫是由兩個狹長的平行偶極子陣所組成，後來發展為十字拋物柱面對。十字天綫的兩個連續陣可以用柵(也就是分立天綫陣)來代替，稱之為剋裏斯琴森十字。十字柵是多瓣響應，衹限於用來觀測強的孤立射電源。事實上，最初的十字柵是專門用來觀測太陽的。除了十字形排列，還有Y形、T形和環形排列，都可以獲得兩個方向上很高的分辨率。
長基綫干涉儀 上面講到的各種係統的天綫之間都要用傳輸綫連接。進一步增加天綫間的距離，在技術上會遇到極大的睏難。要得到穩定的干涉觀測，必須保證把天綫接收到的信號送到主接收機以及把本機振蕩信號從控製室送到天綫的傳輸過程中有足夠的穩定性。然而，在基綫過長的情況下，傳輸綫因溫度的變化所引起的伸縮，就足以導致各路在傳輸綫上傳播的信號的相位誤差彼此不一，而使干涉儀無法進行工作；另外，也不能把基綫擴展過長，以免信號損耗過大。澳大利亞、法國和英國的射電天文學家先後采用微波接力代替電纜傳輸綫的連接,使干涉儀的基綫長達100多公裏，從而使分辨率可優於1″。但是，采用微波接力同樣有信號在傳輸中相位不穩定的問題，因此，不能用進一步延伸基綫的辦法來提高分辨率。具有獨立本振的甚長基綫干涉儀(VLBI)完全去掉電的連接，使兩天綫可以放在地球上可能放的任何距離上。原則上甚至可以將基綫的一端置於空間衛星或月球上，以得到更長的基綫。這種干涉儀的各個單元有獨立本機振蕩器，都各自跟一個穩定度極高的原子頻率標準鎖相，每個單元的輸出信號連同精確的時間標志一起都獨立地記錄在磁帶上，然後一起送到數據處理中心進行處理。美國佛羅裏達大學首次將這種原理應用於觀測木星射電爆發,分辨率達到0奬1。這項技術的真正發展應歸功於加拿大和美國兩個各自獨立的小組，它們於1967年各自研製成一種現代的甚長基綫干涉儀。目前這種設備的最高分辨率已達萬分之幾角秒。 | | shedian gansheyi
射電干涉儀
radio interferometer
由多元天綫係統組成的一種射電望遠鏡。為了對射電源進行精確定位、分辨出角徑很小的源和研究射電天體的精細結構,須有高分辨率的射電望遠鏡。二十世紀四十年代末和五十年代初創製了許多新型射電望遠鏡，其中很重要的一種是根據光學干涉儀原理製成的射電干涉儀，它大幅度地提高了測量分立射電源的分辨本領。到七十年代，射電天文學家已能夠分辨出0□0002的射電源的角徑。望遠鏡能分辨天體的最小角距□□ ,稱為望遠鏡的分辨角，分辨角的倒數叫分辨率，□□ 越小,分辨率越高。根據光學原理，□□ ≈λ/D，λ為波長，D為望遠鏡的孔徑。由於射電波段的波長比光學波段的要大一萬倍乃至一億倍,所以要射電望遠鏡能達到口徑為5釐米的小型光學望遠鏡的分辨率,則其天綫的孔徑就要做到500米（工作在毫米波段），甚至 5,000公裏（工作在十米波段），這是無法實現的。現在世界上最大的全可轉拋物面天綫的口徑衹100米,地面上固定不動的球面天綫也衹305米。因此，就單個射電望遠鏡來說,分辨率是很低的。早在1920年，恆星干涉儀就用來測量亮星的角徑。射電干涉儀應用了與光學干涉儀同樣的原理，在射電源定位和角徑測量上起了巨大的作用。最簡單的干涉儀由兩臺相隔一定距離的天綫構成。干涉儀的分辨率取决於兩天綫之間的距離，而“接收面積”則取决於天綫的大小。二者可以根據觀測需要獨立選取，這意味着可以大量地節省材料，而不會降低望遠鏡的實效。連續孔徑望遠鏡則不易做到這一點，因為它的分辨率和接收面積不是互相獨立的（見連續和非連續孔徑射電望遠鏡）。
基本原理（雙天綫射電干涉儀） 雙天綫射電干涉儀是最簡單的也是最基本的一種干涉儀。現今所有各種高分辨率的非連續孔徑望遠鏡都是以它為基礎發展起來的。雙天綫射電干涉儀的基本原理是：一組取嚮一致的兩個天綫安置在某一方向(例如東西方向)的基綫上，接收“點源”（角徑遠遠小於單個天綫的分辨率的源）的單頻信號。天綫用性能相同、長度相等的傳輸綫把各自收到的信號送到接收機輸入端,兩個信號互相迭加（圖1雙天綫干涉儀示意圖）。當一個天體射來的電磁波與基綫的垂綫成□角時,射電波到達兩天綫相差一段路程BC。若程差BC正好是半波長的偶數倍，這兩個信號同相，信號相加；若為奇數倍則反相，信號相互抵消（圖2 電壓相加雙天綫干涉儀的方向圖）。因此,當□因天體的周日運動而不斷改變時，接收機的輸出呈現強弱相間的周期性變化,形成干涉圖形。圖3雙天綫干涉圖形示意圖表示雙天綫干涉儀的方向圖形。圖中各方向瓣的包絡就是單天綫方向圖。可以用中心瓣的寬度來表示一具雙天綫干涉儀所具有的分辨率。這和連續孔徑情況一樣，也近似有□□≈λ/D 的形式，然而這裏的D是兩臺天綫之間的間距。由於D可以很大,因此干涉儀可以得到比連續孔徑望遠鏡窄得多的方向瓣。對於特定的孤立射電源，方向瓣的寬度就决定了觀測所能達到的分辨率。如果在單天綫方向圖的範圍內不止有一個源，或源的角徑大於相鄰兩個方向瓣的角距，則所得的信息將混淆不清。
為了適應各種目的，研製了各種形式的干涉儀，其中最重要的是相關干涉儀。相關干涉儀是由兩個分立的天綫以及對天綫送來的信號能起乘法作用的接收機（稱為相關接收機）組成的。相關接收機的輸出，衹對兩組元的天綫同時收到的信號起作用，其輸出正比於兩個組元天綫輸出的電壓乘積的平均值。因此，如果信號或某種噪聲或幹擾衹加在其中的一個組元通道上，則相關輸出將為零。這就使得相關接收機可以抑製接收機噪聲以及外來的衹對一個 | | |
|
|