天文 > 綜合孔徑射電望遠鏡



目錄 ·No. 1 ·百科辭典 ·更多結果... No. 1 　　綜合孔徑射電望遠鏡（aperture synthesis radiotelescope） 　　一種具有高空間分辨率、高靈敏度、能夠成像、適合於探測強度不變射電源的射電望遠鏡。基本工作原理是：地面上一條固定基綫的相關干涉儀能觀測到天體亮度分佈的一個傅裏葉分量，改變基綫的空間指嚮或基綫的長度，得一係列天體亮度分佈的傅裏葉分量，綜合這些觀測結果，作傅裏葉反變換就可獲得天體的亮度分佈，即天體的射電圖像。利用地球自轉去改變地面固定基綫在空間的指嚮來實現綜合的要求，稱為地球自轉綜合。既改變基綫長度或指嚮又結合地球自轉效應來實現綜合稱為超綜合。綜合孔徑射電望遠鏡的空間分辨率取决於觀測中所用的最長基綫。它探測微弱天體能力的指標——靈敏度則取决於各個天綫的總接收面積。它的研製成功，在射電觀測技術乃至射電天文學發展中是一項重大突破。 　　綜合孔徑射電望遠鏡原理 　　為了提高射電望遠鏡的分辨率，賴爾開始研製射電干涉儀。最簡單的干涉儀是由兩面天綫組成，相距一定距離的天綫放置在東西方向的基綫上，用長度相等的傳輸綫把各自收到的信號送到接收機進行相加。來自“射電點源”的單頻信號不能同時到達兩面天綫，要相差一段路程。若這段路程差正好是半波長的偶數倍，兩面天綫接收到的信號相加是同相相加，信號增強。若路程差為半波長的奇數倍，信號相互抵消。天體的周日運動導致達到兩面天綫的路程差在不斷的變化，信號到達兩面天綫的相位差不斷地變化，接收機的輸出呈現強弱相間的周期性變化，形成干涉圖形。對干涉儀來說，分辨角的公式依然是q=1.22l/d，這裏的d已不是單個天綫的直徑，而是兩面天綫之間的距離了。 　　雙射電干涉儀的最大缺陷是衹能有較高的一維分辨率，因此不能成像。1952年賴爾提出“孔徑綜合”的概念和技術，以此逐步解决了高分辨率和成像能力等難題。綜合孔徑望遠鏡是一種化整為零的射電望遠鏡。其原理並不復雜，最少可用兩面天綫組成一個“等效大天綫”，如左邊第二張圖下面的大圓，天綫a固定，天綫b可以移動，逐次放到“等效大天綫”的各個位置，每放一個地方進行一次射電干涉測量。同樣，也可以由許多天綫來組成等效天綫，幾面固定，幾面移動，甚至全部都固定。不管何種結構，要求測量時得到“等效大天綫”上所有方向和各種距離間隔上的相關信號。把這些各種間距取嚮的干涉儀測量資料通過數學上的傅裏葉變換計算就可以獲得天空射電亮度的二維分佈，也就是被觀測天區的射電源圖像。綜合孔徑射電望遠鏡的最大優點是不需要製造口徑特別大的天綫，但卻需要進行多次測量，以及大量的數學運算。 　　後來賴爾發現，利用地球自轉的效應可以減少測量的次數。如果有放在北極附近的兩個天綫，地球自轉一周，其中一個天綫將繞着另一個天綫描繪出一個圓路徑（左邊第二張圖中的大圓）。地球自轉一周相當於把可移動天綫逐次地放到“等效大天綫”的各個方向上，衹需解决沿東西方向上各個單元之間不同間距問題就行了。實際上，由於係統的對稱性，衹需要12小時的觀測就能完成一組觀測。 　　劍橋大學綜合孔徑射電望遠鏡 　　1954年布萊思按照賴爾提出的方案，建造了第一臺綜合孔徑射電望遠鏡。它由一整排小單元組成一字形單元和一個可沿着一條垂直綫移動38個不同位置的小單元組成，可以綜合成一個相當於正方形“大天綫”的綜合孔徑望遠鏡，能在波長為7.9米的波段上得到2.2度的分辨角。雖然，2.2度的分辨角不可能獲得精細的射電分佈圖，但是，這一觀測實驗證實綜合孔徑新原理的正確性，意義非凡。從此，射電天文綜合孔徑時代開始了。 　　在20世紀50年代還沒有儲存容量足夠大、計算速度足夠快的計算機來完成觀測資料的傅裏葉變換。到了60年代，綜合孔徑射電望遠鏡的發展纔有了可能，陸續建成了0.8、1.6和5千米基綫的綜合孔徑射電望遠鏡。1960年賴爾和內維爾開始研製等效直徑為1.6千米的綜合孔徑射電望遠鏡。這臺綜合孔徑射電望遠鏡由3面直徑18米的拋物面天綫組成，其中2面固定在地面上的天綫相距0.8千米，另1面天綫放在長0.8千米的鐵軌上，可以移動，結果得到了4.5角分的分辨率。這個實驗的成功，證明了利用地球自轉進行綜合觀測的方法是可行的，由於總的接收面積增加使望遠鏡的靈敏度提高達8倍之多。這臺望遠鏡於1964年正式啓用，用於普測射電天圖和研究弱射電源，特別是射電星係的結構。 　　1971年劍橋大學建成了等效直徑5千米的綜合孔徑望遠鏡，代表了當時最先進的設計水平。它由8面口徑為13米的拋物面天綫組成，排列在5千米長的東西基綫上，4面天綫固定，4面可沿鐵軌移動。每觀測12小時後，把可移動天綫放到預先計算好的位置上再觀測12小時，爾後再移動位置，直到獲得所需要的各種不同的天綫間距的測量值。計算機處理資料後便得到一幅觀測天區的射電圖。這臺望遠鏡是專為繪製單個射電源的結構而設計的，除了它有更大的綜合孔徑以外，各個拋物面也更加精密，可在短至2釐米的波長上工作，結果得到的角分辨率為1角秒，這個分辨率已經可以和高山臺站上的大型光學望遠鏡媲美了。 　　觀測成果 　　劍橋大學在射電巡天發現射電源方面作出了重大的貢獻，他們的編號為1c，2c，3c……的射電源表最為有名。大多數射電源都已獲得光學認證。在對3c源進行光學認證的過程中，導致了被譽為20世紀60年代四大發現的類星體的發現。在得到射電展源的二維圖像方面更是取得驕人的成果。最著名的要算5千米綜合孔徑射電望遠望觀測的天鵝座射電源的圖像。這是一個由兩個遙遙相對的射電展源組成的，在它們之間還有一個稱之為星係核的緻密點源。人們發現了一批這樣的射電源，它們都是處在銀河係之外的河外星係。綜合孔徑望遠鏡的發明把觀測範圍從大約10億光年擴大到100～200億光年，幾乎達到宇宙的邊界，或追溯到宇宙的初始時期。研究宇宙的演化就好像對宇宙進行考古，這對宇宙學的研究至關重要。劍橋大學5千米綜合孔徑射電望遠鏡給出了宇宙各個時期的“照片”，特別是早期的照片。一看就會明白，星係的分佈是否變化。 　　賴爾發現射電源的數密度隨距離的增加而增多，但當距離大到一定程度以後，射電源的數密度又開始減少，這說明星係衹在宇宙演化的某一個階段纔會大量地産生。在100多億年以前宇宙中的射電源比近期的射電源多得多，最多時可達到現在的1000多倍。這一觀測證明宇宙是在隨時間的推移而變化着的，今天的宇宙不同於過去的宇宙。賴爾的研究工作成為支持大爆炸宇宙學的重要觀測事實。 　　在賴爾取得成功以後，綜合孔徑射電望遠鏡風靡全世界，至今仍具強勁的發展勢頭。其中最重要的是美國國傢射電天文臺的甚大陣天綫（vla），是當前最大的綜合孔徑射電望遠鏡，其最高分辨角為0.13角秒，已經優於地面上的大型光學望鏡。另外澳大利亞、英國、荷蘭和印度的綜合孔徑射電望鏡都有獨特的優點。留待以後介紹。 百科辭典 　　zonghe kongjing shedian wangyuanjing 　　綜合孔徑射電望遠鏡 　　aperture synthesis radiotelescope 　　　　一種分辨率和靈敏度都很高、能夠成像、適合於觀測不變的射電源的射電望遠鏡（圖1 綜合孔徑射電望遠鏡）。這種望遠鏡的天綫總接收面積大，而又能避免大型連續孔徑射電望遠鏡製造中的一係列睏難。它的研製成功在射電天文觀測技術的發展中是一項重大的突破。最先研究這項技術的英國射電天文學家賴爾因此獲得了1974年諾貝爾物理學奬金。 　　　　由於衍射效應，光學望遠鏡的分辨本領受望遠鏡孔徑的限製，分辨率近似等於工作波長λ與孔徑D的比值。射電天文使用的無綫電波波長比光學望遠鏡使用的要長1萬倍至1億倍，如要得到同樣的分辨率，射電望遠鏡的天綫孔徑就要比光學望遠鏡的口徑大同樣的倍數。現在世界上最大的全可轉射電望遠鏡的孔徑也僅比最原始的光學望遠鏡的口徑大幾千倍,離上述要求甚遠。另外,光學方法能夠比較容易地成像；而對無綫電方法來說，由於接收技術的關係，不能像照相底片那樣一下子照出相片來，而必須把射電望遠鏡的方向束對所研究的天區一點一點地順序掃描。 　　　　二十世紀上半葉,結晶學家探討了一種理論,可用間接方法獲得圖像。五十年代初，英國劍橋大學卡文迪許實驗室的射電天文學家賴爾等人，把這種理論發展成射電天文中的綜合孔徑技術。我們知道，任何一幅圖像都可以分解成許多亮度分佈的正弦和餘弦成分；反之，如果知道了這些正弦和餘弦成分，就可以合成原來的圖像。綜合孔徑望遠鏡就是利用這種原理工作的。實際的做法如圖2 綜合孔徑係統“取樣”示意圖所示，為了代替圖1綜合孔徑射電望遠鏡中的大天綫構成的望遠鏡,可以使用兩面小天綫：A為參考天綫固定不動，B可以移動。把兩面天綫的信號接到一處,形成雙天綫射電干涉儀,記錄下它們的相關信息，從這種相關輸出的振幅和相位中就可得到亮度分佈的正、餘弦成分。這樣,把天綫B逐次放到大圓面的各個位置上（實際上衹要放在半個大圓面的各個位置上就已足夠，因為圖中AB'的觀測結果,可以很容易地從AB的結果推出）。重複上述測量，就可以得到這個大圓“取樣面”上所有方向和距離上的相關信號的振幅和相位的一組數據。對這組數據進行傅裏葉變換的數學處理，便得到被觀測天區的射電天圖。被觀測天區的範圍，取决於各單面天綫的視場（由單面天綫的波束寬度决定），而分辨率則取决於取樣大圓面的直徑。用兩面小天綫綜合出一張圖所花費的時間太多，技術上也存在一定的睏難（如相位校準）。實際上大部分觀測都采用多天綫係統。例如，澳大利亞悉尼的射電天文學家最近創造出用60餘面天綫同時觀測的綜合係統。他們使用多天綫排列，兩兩相關，同時得到大量信息，半天就能獲得一張圖像。 　　　　設想我們從天上北極星的位置看地球上東西排列的天綫陣，隨着地球自轉，它剛好一晝夜掃過一個圓。就是說地面上固定不動的天綫陣，利用地球自轉也能獲得一個圓面上許多天綫的觀測效果。這種方法稱為地球自轉綜合。它的優點是在綜合觀測中不需要天綫布滿圓面或在圓面上移動天綫。它的缺點是,單就天綫陣而言,對天空中不同方向上射電源的觀測效果不一樣。例如，上述東西排列的天綫陣，在天赤道上看來，在地球自轉過程中衹有長度的變化，構不成一個平面。為剋服這個缺點，可同時在幾個方向上排列天綫。目前大部分綜合孔徑望遠鏡係統，除固定的天綫外，一般有一兩個或一係列可動的天綫，以排列所需要的天綫陣。這種既改變排列距離、又作地球自轉綜合的雙重綜合，在時稱為超綜合。 　　　　現在世界上的大中型綜合孔徑射電望遠鏡，一部分是由其他型式的干涉儀改成綜合孔徑。許多大天綫配合一些小天綫，兼作綜合工作，或者由遠處各地的數面大天綫構成甚長基綫干涉儀，作一些粗略的綜合工作。正在建造中的最大的綜合孔徑射電望遠鏡是美國國立射電天文臺的甚大天綫陣(VLA),由27面直徑25米的天綫組成，Y形排列，每臂長21公裏,釐米波段最高分辨率可達角秒量級，與地面上光學望遠鏡的實際分辨率相當，成像時間為8小時。 　　　　 （喬國俊　羅先漢）