现代天文学及诺贝尔物理学奖讲授提纲

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1、现代天文学与诺贝尔物理学奖讲授提纲 三，天文观测方法1大气窗口和望远镜2，射电望远镜3，射电干涉仪4，综合孔径射电望远镜 5，赖尔获1974年诺贝尔奖,http:/ 和无线电两个波段通行无阻地到达地 面。天文学家把天体的无线电波段称 为射电波段。天文学家只是近几十年前才利用射 电波段这个窗口。射电天文这种新的 观测手段一出现，就显示出极大的优 越性。,地球大气仅允许可见光个射电波段到达地面,红外、紫外、X射线和伽瑪射线被大气层所阻隔必须把红外、紫外、X射线和伽瑪射线探测设备放入太空轨道才能发挥功用哈勃空间望远镜是光学望远镜，是为了克服大气抖动所造成的分辨率的限制,可見光、紅外线、无线电波等等，

2、全部属于电磁波。所有电磁波在真空中皆以同一速度传播 (光速c = 299792450米/秒)在真空中电磁波的传播速度(c)、波長和频率，有以下的简单关系：(波 長) (频率) = c光的颜色是由光的频率所決定,望远镜肉眼只能看到约6千颗恒星，但光银 河系就有千亿颗恒星，成百亿的河外 星系。它们都暗弱。没有望远镜，就 没有天文学的发展。,天文观测要求：能接收到来自天体的微弱辐射即要求有很高的灵敏度能看清天体的细节即要求有很高的空间分辨率,2，射电天文望远镜20世纪30年代初美国贝尔电话实验室的 央斯基发现银河系中心发射来的无线电波。不久，美国射电天文学家雷伯用直径 9.45米抛物面天线射电望远镜

3、证实。第二次世界大战期间，雷达和反雷达以及 通讯技术发展很快。英国的海伊对一起曾使 英国军用雷达受到干扰的重大事件进行分析 后发现，太阳上发生的射电爆发是这一事件 的罪魁祸首。,射电望远镜的组成1，天线（旋转抛物面天线） 2，接收器（放大器） 3，数据采集（计算机） 4，纪录器,旋转抛物面 对于与主轴平行 的光，经反射后 会聚到焦点 每道光的路程 都相等 ABFCDF EGFHKF 在焦点处电波相位相同,A,抛物面天线的作用之一：收集能量有人以为大型望远镜可以把天体放得很 大。大望远镜的作用並不是要把天体图象 放得很大，而是要提供一個较亮和较清晰 的影像。（恒星只是一个亮点）“ 这台望远镜可以

4、看到多遠的物体？” 这个问题无法回答。“ 這台望远镜可看見多暗的物体？”只要一個物体足夠明亮，无论距离多远都可以看到。,灵敏度的定义 最小可测流量密度A为天线面积，f是频宽，t是观测时间 T接收系统温度流量密度单位：央斯基 1026尔格/ 秒赫兹米2弱射电源：104央斯基,抛物面天线的作用之二：有很强的方向性来自与抛物面主轴平行方向上的天体 射电波经抛物面反射后会聚到焦点，凡 偏离主轴方向较多的射电波都不会会聚 到焦点处的“ 馈源”上，因此这类射电望 远镜只能接收到来自主轴方向附近一个 角度的电磁波，这个角称为分辨角。分 辨角越小，则分辨率越高。,早期小型射电望远镜1961年在原苏联克里米亚黑

5、海岸边观测日食射电望远镜的抛物面天线口径3米，工作波长3厘米观测黑纸做的假月亮，很敏感。,天文望远镜的空间分辨率分辨角（）和波长（）成正比，和 望远镜的口径（D）成反比。分辨角越小，分辨率越高。光学波段的波长远比射电波段的短， 光学望远镜的分辨率远比射电望远镜高。,口径10厘米的光学望远镜，观测波长 为5500埃（埃108厘米）时，分辨角 为1.4角分，而射电望远镜，在波长为 5.5厘米观测波段上的分辨角要达到1.4 角分，则要求射电望远镜天线的口径达 到10千米，比光学望远镜的口径大10万 倍。而且，还要求抛物面天线的表面精 度达到1/20波长（ 3毫米）。,国际上大型射电望远镜美国Arec

6、ibo 305米射电望远镜德国Bonn 100米射电望远镜英国Jodrell Bank76米射电望远镜澳大利亚Parkes64米射电望远镜,我国已有的射电望远镜 乌鲁木齐25米射电望远镜 上海25米射电望远镜 青海13.7米射电望远镜（毫米波） 北京怀柔太阳射电望远镜 北京密云综合孔径射电望远镜,在预研究中的 贵州大型射电望远镜 口径500米，世界上最大 反射面能自动调节为抛物面，比Arecibo的球面反射面先进 竞争1平方千米射电望远镜21世纪国际大合作中国方案：约30面口径300500米 大天线组成,3，射电干涉仪射电天文学发展初期的射电望远镜 的口径都比较小，由于分辨率低下， 不能把相邻

7、的几个射电源分辨清楚， 不可能得到一个射电源结构的信息。建造大型天线以提高分辨率的办法 遇到不可逾越的困难。射电天文学的发展要求另找出路！,射电天文学的困难射电天文面临的最大困难是射电望远镜分辨率远不如光学望远镜，无法看清天体的细节。无法像光学望远镜那样获得天体的照片。,射电天文学家要使射电望远镜 的分辨率到达甚至超过光学望远 镜并也能成象的“ 梦想”能实现 吗？回答是肯定的。赖尔他们先驱 性的研究为实现这一目标奠定了 坚实的基础。,因战争需要发展起来的雷达技术 为射电天文的诞生准备了条件。战后，一些雷达科技人员转向天 文学研究，把雷达技术用于射电望 远镜的研制，开始天文观测研究。 赖尔就是其

8、中最杰出的代表,射电源光学对应体的确认发现的新射电源是什么？首先就是要 寻找它有没有光学对应体。但是，由于当时的射电望远镜的分辨 能力太差，分辨角只能达到几角分，甚至 几度。在这个空间范围内包含了许多光学 天体，根本无法确认和哪一个对应。只有当射电望远镜的分辨能力达到角 秒级时，这种寻找光学对应体的工作才能 进行。,干涉仪原理图由两面抛物面天线 构成天体电波投到天线， 由传输线引到接收机 进行相加（干涉） 干涉的结果取决于 两路电波到达会聚 点的相位 两路电波有路程差BC，而且BC随天 体的周日运动而变化,波的干涉A,B同相 相加增强B,C反相 相加抵销C,D不同相,来自射电点源”的单频信号不

9、能同时到达 两面天线，要相差一段路程。若这段路程 差正好前，分辨角的公式依然是这里的d已不是单个天线的直径，而是 两面天线之间的距离了。分辨角不再由 单天线的口径决定，使得天文学家有可 能利用小口径的天线获得高分辨能力。 这是一次革命性的变化。,赖尔的故事赖尔1881年9月27日生于英格兰，祖父是 天文爱好者，有一台天文望远镜，幼年的 他就喜爱上天文。中学时他对无线电学产 生了浓厚的兴趣，成为业余无线电爱好者。赖尔进人牛津大学攻读物理，1939年， 他一毕业就到卡文迪什实验室从事雷达天线 的研制。,第二次世界大战期间，赖尔应征入伍。 他的无线电专长曾帮助他立下了战功。 曾从事研制机载雷达天线系

10、统，研制厘 米波雷达的测试设备，还参与研制干扰 德国预警雷达的发射机等。二战结束后，赖尔回到剑桥大学卡文 迪什实验室，从事射电天文研究。他面 临巨大的困难，但却也获得了绝好的机 遇，他们从事的是一项开创性研究工作， 一项开辟新领域的工作。,射电干涉仪提高分辨率最大可动单个天线直径100米最大固定天线305米干涉仪的基线至少可达30.5千米，分辨率比305米天线高100倍，达到光学望远镜的分辨率在天线口径相同时，基线是决定分辨率的唯一因素进一步增加基线,如几千千米，在长距离传输过程中因温度变化导致电波相位变化，无法实现干涉。,甚长基线干涉仪原理60年代末，美、加天文学家试验成功用两台分处两地的射

11、电望远镜同时观测同一个射电源，把接收到的天体电波分别纪录在磁带上，然后把两副磁带拿到一起处理。两路的电波频率必须完全一致（原子钟）纪录上要有十分准确的时间标志（原子钟）一万千米的基线可提供万分之几角秒的分辨率。,4，综合孔径射电 望远镜,双天线干涉仪只有一维分辨率，不 能给出天体的图象。1948年以后，赖尔把观测研究目标 从太阳转向太阳系外广阔的空间，期 望搜索更多的射电源。他发现双天线 干涉仪的缺陷或不足。赖尔提出用孔 径综合技术来解决射电天文望远镜的 高分辨率、高灵敏度和成像能力等一 系列难题。,把抛物面天 线划分为多 个单元； 由多个单元 组成大型综 合孔径望远 镜,综合孔径望远镜化整为

12、零,原理之一：把大天线分解设想把抛物面分成许多小单元，小 单元的两两组合相当于许多副干涉仪。 在馈源上汇集所有两两组合的干涉波。每副干涉仪取下的数据是独立的， 借助计算机对全部独立数据进行处理， 可以得到和单个大型抛物面的分辨率 效果。,原理之二：只需取不同间距的 数据来进行处理抛物面分成许多小单元，有很多间距 相同的单元对。只需取不同间距的数据 来进行处理，可以得到相同的效果。问题简化了。,原理之三：并不需要同时的观测 数据不仅只需取不同间距的数据，而且还可 以用不同时间的观测数据进行处理。只用 2面天线就可以进行孔径综合。其中一面固 定，以它为中心，画一个圆，等效于一个 “ 大天线”，另一

13、面可以移动，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。,也可以由许多天线来实现，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。不管各种间距取向的干涉仪测量资料通过傅里叶变换就可以求得天空射电亮度的二维分布。也就是得到了被观测天区的射电天图。综合孔径射电望远镜的优点是不需要制造口径特别大的天线，而用两面或多面小天线进行多次观测达到大天线所具有的分辨率和灵敏度。而且，得到的是所观测的天区的射电天图。,多天线综合孔径也可以由许多天线来实现，几面固 定，几面移动，甚至全部都固定。各 种间距取向的干涉仪测量资料通过数 学方法可以求得天空射电亮度的二维 分布。得到被观测天区的射电天图

14、。,原理之四：地球自转的效应的利用从射电源上看地球上的放在北极附近的 双天线干涉仪的两个天线，在地球自转过 程中两个天线之间也在做相对运动。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。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”各个地方。,地球自转 效应的利用从射电源上看 上图：天线A 和B的运动 下图 天线B在地球 自转12小时 中位置的变 化,计算任务繁重综合孔径原理在1954年已由实验证实 是正确的，但因要处理异常多的观测数 据，计算量特别大，在50年代还没有储 存容量足够大、计算速度足够高和的计 算机来完成资料的傅里叶变换。到了60 年代随着计算机的发

15、展，综合孔径射电 望远镜的发展才有了可能。,密云综合空间望远镜只需解决沿东西方向上各个单元之间不同间距问题。所以大多数综合孔径望远镜是东西排列。北京天文台密云综合空间望远镜由28面9米天线组成，东西排列，位置固定，最长的基线为1080米。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1.6千米综合孔径射电望远镜由3面直径18米的抛物面天线组成， 2面相距0.8千米，是固定的，另1面天 线放在0.8千米的铁轨上，可以移动。得到了4.5角分的分辨率。,剑桥大学5千米综合孔径望远镜（1971年建成）8面口径为13米的抛物面天线， 排列 在5千米长的东西基线上。 4面天线固

16、 定，4面可沿铁轨移动。 每观测12小时 后，移动天线到预先计算好的位置上 再观测12小时，以获得各种不同的天 线间距，在2厘米波长上，分辨角为 1角分。,4，综合孔径射电望远镜双天线干涉仪只有一维分辨率，不能给 出天体的图象。1948年以后，赖尔把观测研究目标从太 阳转向太阳系外广阔的空间，期望搜索更 多的射电源。他发现双天线干涉仪的缺陷 或不足。赖尔提出用“ 孔径综合”技术来解 决射电天文望远镜的高分辨率、高灵敏度 和成像能力等一系列难题。,也可以由许多天线来实现，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。不管各种间距取向的干涉仪测量资料通过傅里叶变换就可以求得天空射电亮度的二维分布。也就是得到了被观测天区的射电天图。综合孔径射电望远镜的优点是不需要制造口径特别大的天线，而用两面或多面小天线进行多次观测达到大天线所具有的分辨率和灵敏度。而且，得到的是所观测的天区的射电天图。,