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Contents ·No. 1 ·百科辞典 ·More results... No. 1 　　综合孔径射电望远镜（aperture synthesis radiotelescope） 　　一种具有高空间分辨率、高灵敏度、能够成像、适合于探测强度不变射电源的射电望远镜。基本工作原理是：地面上一条固定基线的相关干涉仪能观测到天体亮度分布的一个傅里叶分量，改变基线的空间指向或基线的长度，得一系列天体亮度分布的傅里叶分量，综合这些观测结果，作傅里叶反变换就可获得天体的亮度分布，即天体的射电图像。利用地球自转去改变地面固定基线在空间的指向来实现综合的要求，称为地球自转综合。既改变基线长度或指向又结合地球自转效应来实现综合称为超综合。综合孔径射电望远镜的空间分辨率取决于观测中所用的最长基线。它探测微弱天体能力的指标——灵敏度则取决于各个天线的总接收面积。它的研制成功，在射电观测技术乃至射电天文学发展中是一项重大突破。 　　综合孔径射电望远镜原理 　　为了提高射电望远镜的分辨率，赖尔开始研制射电干涉仪。最简单的干涉仪是由两面天线组成，相距一定距离的天线放置在东西方向的基线上，用长度相等的传输线把各自收到的信号送到接收机进行相加。来自“射电点源”的单频信号不能同时到达两面天线，要相差一段路程。若这段路程差正好是半波长的偶数倍，两面天线接收到的信号相加是同相相加，信号增强。若路程差为半波长的奇数倍，信号相互抵消。天体的周日运动导致达到两面天线的路程差在不断的变化，信号到达两面天线的相位差不断地变化，接收机的输出呈现强弱相间的周期性变化，形成干涉图形。对干涉仪来说，分辨角的公式依然是q=1.22l/d，这里的d已不是单个天线的直径，而是两面天线之间的距离了。 　　双射电干涉仪的最大缺陷是只能有较高的一维分辨率，因此不能成像。1952年赖尔提出“孔径综合”的概念和技术，以此逐步解决了高分辨率和成像能力等难题。综合孔径望远镜是一种化整为零的射电望远镜。其原理并不复杂，最少可用两面天线组成一个“等效大天线”，如左边第二张图下面的大圆，天线a固定，天线b可以移动，逐次放到“等效大天线”的各个位置，每放一个地方进行一次射电干涉测量。同样，也可以由许多天线来组成等效天线，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。不管何种结构，要求测量时得到“等效大天线”上所有方向和各种距离间隔上的相关信号。把这些各种间距取向的干涉仪测量资料通过数学上的傅里叶变换计算就可以获得天空射电亮度的二维分布，也就是被观测天区的射电源图像。综合孔径射电望远镜的最大优点是不需要制造口径特别大的天线，但却需要进行多次测量，以及大量的数学运算。 　　后来赖尔发现，利用地球自转的效应可以减少测量的次数。如果有放在北极附近的两个天线，地球自转一周，其中一个天线将绕着另一个天线描绘出一个圆路径（左边第二张图中的大圆）。地球自转一周相当于把可移动天线逐次地放到“等效大天线”的各个方向上，只需解决沿东西方向上各个单元之间不同间距问题就行了。实际上，由于系统的对称性，只需要12小时的观测就能完成一组观测。 　　剑桥大学综合孔径射电望远镜 　　1954年布莱思按照赖尔提出的方案，建造了第一台综合孔径射电望远镜。它由一整排小单元组成一字形单元和一个可沿着一条垂直线移动38个不同位置的小单元组成，可以综合成一个相当于正方形“大天线”的综合孔径望远镜，能在波长为7.9米的波段上得到2.2度的分辨角。虽然，2.2度的分辨角不可能获得精细的射电分布图，但是，这一观测实验证实综合孔径新原理的正确性，意义非凡。从此，射电天文综合孔径时代开始了。 　　在20世纪50年代还没有储存容量足够大、计算速度足够快的计算机来完成观测资料的傅里叶变换。到了60年代，综合孔径射电望远镜的发展才有了可能，陆续建成了0.8、1.6和5千米基线的综合孔径射电望远镜。1960年赖尔和内维尔开始研制等效直径为1.6千米的综合孔径射电望远镜。这台综合孔径射电望远镜由3面直径18米的抛物面天线组成，其中2面固定在地面上的天线相距0.8千米，另1面天线放在长0.8千米的铁轨上，可以移动，结果得到了4.5角分的分辨率。这个实验的成功，证明了利用地球自转进行综合观测的方法是可行的，由于总的接收面积增加使望远镜的灵敏度提高达8倍之多。这台望远镜于1964年正式启用，用于普测射电天图和研究弱射电源，特别是射电星系的结构。 　　1971年剑桥大学建成了等效直径5千米的综合孔径望远镜，代表了当时最先进的设计水平。它由8面口径为13米的抛物面天线组成，排列在5千米长的东西基线上，4面天线固定，4面可沿铁轨移动。每观测12小时后，把可移动天线放到预先计算好的位置上再观测12小时，尔后再移动位置，直到获得所需要的各种不同的天线间距的测量值。计算机处理资料后便得到一幅观测天区的射电图。这台望远镜是专为绘制单个射电源的结构而设计的，除了它有更大的综合孔径以外，各个抛物面也更加精密，可在短至2厘米的波长上工作，结果得到的角分辨率为1角秒，这个分辨率已经可以和高山台站上的大型光学望远镜媲美了。 　　观测成果 　　剑桥大学在射电巡天发现射电源方面作出了重大的贡献，他们的编号为1c，2c，3c……的射电源表最为有名。大多数射电源都已获得光学认证。在对3c源进行光学认证的过程中，导致了被誉为20世纪60年代四大发现的类星体的发现。在得到射电展源的二维图像方面更是取得骄人的成果。最著名的要算5千米综合孔径射电望远望观测的天鹅座射电源的图像。这是一个由两个遥遥相对的射电展源组成的，在它们之间还有一个称之为星系核的致密点源。人们发现了一批这样的射电源，它们都是处在银河系之外的河外星系。综合孔径望远镜的发明把观测范围从大约10亿光年扩大到100～200亿光年，几乎达到宇宙的边界，或追溯到宇宙的初始时期。研究宇宙的演化就好像对宇宙进行考古，这对宇宙学的研究至关重要。剑桥大学5千米综合孔径射电望远镜给出了宇宙各个时期的“照片”，特别是早期的照片。一看就会明白，星系的分布是否变化。 　　赖尔发现射电源的数密度随距离的增加而增多，但当距离大到一定程度以后，射电源的数密度又开始减少，这说明星系只在宇宙演化的某一个阶段才会大量地产生。在100多亿年以前宇宙中的射电源比近期的射电源多得多，最多时可达到现在的1000多倍。这一观测证明宇宙是在随时间的推移而变化着的，今天的宇宙不同于过去的宇宙。赖尔的研究工作成为支持大爆炸宇宙学的重要观测事实。 　　在赖尔取得成功以后，综合孔径射电望远镜风靡全世界，至今仍具强劲的发展势头。其中最重要的是美国国家射电天文台的甚大阵天线（vla），是当前最大的综合孔径射电望远镜，其最高分辨角为0.13角秒，已经优于地面上的大型光学望镜。另外澳大利亚、英国、荷兰和印度的综合孔径射电望镜都有独特的优点。留待以后介绍。 百科辞典 　　zonghe kongjing shedian wangyuanjing 　　综合孔径射电望远镜 　　aperture synthesis radiotelescope 　　　　一种分辨率和灵敏度都很高、能够成像、适合于观测不变的射电源的射电望远镜（图1 综合孔径射电望远镜）。这种望远镜的天线总接收面积大，而又能避免大型连续孔径射电望远镜制造中的一系列困难。它的研制成功在射电天文观测技术的发展中是一项重大的突破。最先研究这项技术的英国射电天文学家赖尔因此获得了1974年诺贝尔物理学奖金。 　　　　由于衍射效应，光学望远镜的分辨本领受望远镜孔径的限制，分辨率近似等于工作波长λ与孔径D的比值。射电天文使用的无线电波波长比光学望远镜使用的要长1万倍至1亿倍，如要得到同样的分辨率，射电望远镜的天线孔径就要比光学望远镜的口径大同样的倍数。现在世界上最大的全可转射电望远镜的孔径也仅比最原始的光学望远镜的口径大几千倍,离上述要求甚远。另外,光学方法能够比较容易地成像；而对无线电方法来说，由于接收技术的关系，不能像照相底片那样一下子照出相片来，而必须把射电望远镜的方向束对所研究的天区一点一点地顺序扫描。 　　　　二十世纪上半叶,结晶学家探讨了一种理论,可用间接方法获得图像。五十年代初，英国剑桥大学卡文迪许实验室的射电天文学家赖尔等人，把这种理论发展成射电天文中的综合孔径技术。我们知道，任何一幅图像都可以分解成许多亮度分布的正弦和余弦成分；反之，如果知道了这些正弦和余弦成分，就可以合成原来的图像。综合孔径望远镜就是利用这种原理工作的。实际的做法如图2 综合孔径系统“取样”示意图所示，为了代替图1综合孔径射电望远镜中的大天线构成的望远镜,可以使用两面小天线：A为参考天线固定不动，B可以移动。把两面天线的信号接到一处,形成双天线射电干涉仪,记录下它们的相关信息，从这种相关输出的振幅和相位中就可得到亮度分布的正、余弦成分。这样,把天线B逐次放到大圆面的各个位置上（实际上只要放在半个大圆面的各个位置上就已足够，因为图中AB'的观测结果,可以很容易地从AB的结果推出）。重复上述测量，就可以得到这个大圆“取样面”上所有方向和距离上的相关信号的振幅和相位的一组数据。对这组数据进行傅里叶变换的数学处理，便得到被观测天区的射电天图。被观测天区的范围，取决于各单面天线的视场（由单面天线的波束宽度决定），而分辨率则取决于取样大圆面的直径。用两面小天线综合出一张图所花费的时间太多，技术上也存在一定的困难（如相位校准）。实际上大部分观测都采用多天线系统。例如，澳大利亚悉尼的射电天文学家最近创造出用60余面天线同时观测的综合系统。他们使用多天线排列，两两相关，同时得到大量信息，半天就能获得一张图像。 　　　　设想我们从天上北极星的位置看地球上东西排列的天线阵，随着地球自转，它刚好一昼夜扫过一个圆。就是说地面上固定不动的天线阵，利用地球自转也能获得一个圆面上许多天线的观测效果。这种方法称为地球自转综合。它的优点是在综合观测中不需要天线布满圆面或在圆面上移动天线。它的缺点是,单就天线阵而言,对天空中不同方向上射电源的观测效果不一样。例如，上述东西排列的天线阵，在天赤道上看来，在地球自转过程中只有长度的变化，构不成一个平面。为克服这个缺点，可同时在几个方向上排列天线。目前大部分综合孔径望远镜系统，除固定的天线外，一般有一两个或一系列可动的天线，以排列所需要的天线阵。这种既改变排列距离、又作地球自转综合的双重综合，在时称为超综合。 　　　　现在世界上的大中型综合孔径射电望远镜，一部分是由其他型式的干涉仪改成综合孔径。许多大天线配合一些小天线，兼作综合工作，或者由远处各地的数面大天线构成甚长基线干涉仪，作一些粗略的综合工作。正在建造中的最大的综合孔径射电望远镜是美国国立射电天文台的甚大天线阵(VLA),由27面直径25米的天线组成，Y形排列，每臂长21公里,厘米波段最高分辨率可达角秒量级，与地面上光学望远镜的实际分辨率相当，成像时间为8小时。 　　　　 （乔国俊　罗先汉）