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1、得到天体送来的各种宇宙信息得到天体送来的各种宇宙信息2011年11月19日正在建设中的射电望远镜 世界最大射电望远镜 词条图片(10张) 2 基本原理 经典射电望远镜的基础原理和光学反射望远镜1相似投射来的电磁波被一精确镜面反射后同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦因而射电望远镜天线大多是抛物面。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不大于/16/10该望远镜一般就能在波长大于的射电波段上有效地工作。对米波或长分米波观测可以用金属网作镜面而对厘米波和毫米波观测则需用润滑精确的金属板(或镀膜)作镜面。从天体投射来并会集到望远镜焦点的射电波必须达到一定的功率电平能力为接收机所检测
2、。目前的检测技术程度要求最弱的电平普通应达 10 20瓦。射频信号功率首先在焦点处放大101000倍并变换成较低频率(中频)而后用电缆将其传送至把持室在那里再进一步放大检波最后以适于特定研究的方式进行记录处理和显示。 天线收集天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录、显示的形式，终端设备把信号记载下来，并按特定的要求进行某些处理然后显示出来。表征射电望远镜机能的基本指标是空间分辨率和灵敏度，前者反应分辨两个天球上彼此靠近的射电点源的能力，后者反映探测微弱射电源的能力。射电望远镜通常要求拥有高空间分辨率和高灵敏度。基本指标 射电天文所研究的对象有太阳那样强的连续谱射电源有辐射很强但极
3、其遥远因此角径很小的类星体有角径和流量密度都很小的恒星也有频谱很窄角径很小的天体微波激射源等。为了检测到所研究的射电源的信号将它从附近背景源中分辨出来并进而观测其结构细节射电望远镜必须有足够的灵敏度和分辨率。灵敏度 灵敏度是指射电望远镜最低可测的能量值，这个值越低灵敏度越高。为提高灵敏度常用的措施有下降接收机自身的固有噪声，增大天线接收面积，延伸观测积分时间等。分辨率是指划分两个彼此靠近射电源的能力，分辨率越高就能将越近的两个射电源离开。那么，怎么提高射电望远镜的分辨率呢？对单天线射电望远镜来说，天线的直径越大分辨率越高。然而天线的直径难于作得很大，目前单天线的最大直径小于300米，对波长较长
4、的射电波段分辨率依然很低。因此就提出了使用两架射电望远镜形成的射电干涉仪。对射电干预仪来说，两个天线的最大间距越大分辨率越高。另外,在天线的直径或者两天线的间距必定时，接收的无线电波长越短分辨率越高。领有高灵敏度。高分辨率的射电望远镜，才干让咱们在射电波段看到更远，更清楚的宇宙天体。分辨率 分辨率指的是辨别两个彼此凑近的雷同点源的能力因为两个点源角距须大于天线方向图的半功率波束宽度时方可分辨故宜将射电望远镜的分辨率划定为其主方向束的半功率宽。 为电波的衍射所限对简略的射电望远镜它由天线孔径的物理尺寸D 和波长决议。简史和现状 位于美国新墨西哥州的综合孔径射电望远镜甚大天线阵（VLA）。 193
5、1年，在美国新泽西州的贝尔试验室里，负责专门搜寻和辨别电话干扰信号的美国人KG?杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒涌现最大值的无线电干扰。经过细心分析，他在1932年发表的文章中止言：这是来自星河系中射电辐射。由此，杨斯基首创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的 “扇形”方向束。尔后，射电望远镜的历史便是一直提高分辨率和灵敏度的历史。自从杨斯基发布接收到银河系的射电信号后，美国人G?雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界举世无双的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线
6、直径为9.45米，在1.87米波长获得了12度的 “铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的开创者。 1946年英国曼彻斯特大学开始建造直径66.5米的固定抛物面射电望远镜1955年建成当时世界上最大的76米直径的可转抛物面射电望远镜。与此同时澳美苏法荷等国也竞相建造大小不同和情势各异的早期射电望远镜。除了一些直径在10米以下重要用于观测太阳的设备外还出现了一些直径2030米的抛物面望远镜发展了早期的射电干涉仪和综合孔径射电望远镜。六十年代以来接踵建成的有美国国立射电天文台的42.7米加拿大的45.8米澳大利亚的64米全可转抛物面美国的
7、直径 305米固定球面工作于厘米和分米波段的射电望远镜(见固定球面射电望远镜)以及一批直径10米左右的毫米波射电望远镜。因为可转抛物面天线造价昂贵固定或半固定孔径形状(包括抛物面球面抛物柱面抛物面截带)的天线的技术得到发展从而建成了更多的干涉仪和十字阵(见米尔斯十字)。 1962年 Ryle 创造了综合孔径射电望远镜并获得了1974年诺贝尔物理学奖。 射电天文技术最初的起步和发展得益于二战后大量退役雷达的军转民用。射电望远镜和雷达的工作方法不同,雷达是先发射无线电波再接收物体反射的回波，射电望远镜只是被动地接收天体发射的无线电波.。20世纪50、60年代，跟着射电技术的发展和提高，人们研究成功
8、了射电干涉仪，甚长基线干涉仪，综合孔径望远镜等新型的射电望远镜射电干涉技术使人们能更有效地从噪音中提取有用的信号；甚长基线干涉仪通常是相距上千公里的。几台射电望远镜作干涉仪方式的观测,极大地提高了分辨率。六十年代末至七十年代初不仅建成了一批技术上成熟有很高灵敏度和分辨率的综合孔径射电望远镜还发现了有极高分辨率的甚长基线干涉仪这种所谓古代射电望远镜。另一方面还在计算技术基础上改进了经典射电望远镜天线的设计建成直径100米的大型精细可跟踪抛物面射电望远镜(德意志联邦共和国波恩四周。 上世纪80年代以来，欧洲的VLBI网美国的VLBA阵日本的空间VLBI相继投入应用，这是新一代射电望远镜的代表，它们
9、的灵敏度分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。其中，美国的超常基线阵列（VLBA）由10个抛物天线组成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000千米的间隔，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍。它所到达的分辨率相当让一个人站在纽约看洛杉矶的报纸。 今天射电的分辨率高于其它波段几千倍,能更清晰地揭示射电天体的内核;综合孔径技术的研制成功使射电望远镜具备了便利的成像能力,综合孔径射电望远镜相称于工作在射电波段的照相机。类型 根据天线总体结构的不同，射电望远镜按设计要求可以分为连续和非连续孔径射电望远镜两大类。连续孔径 主要代表是采取单盘抛物面天线的经典式射电望远镜非持续 以干涉技术为
10、基本的各种组合天线系统。20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能取得清晰的射电图像 。世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米，装置在德国马克斯?普朗克射电天文研究所 ；世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国立射电天文台。 为了观测弱射电源的须要射电望远镜必须有较大孔径并能对射电目标进行长时间的跟踪或扫描。此外还必须综合斟酌设备的造价和工艺上的事实性。 按机械装置和驱动方式连续孔径射电望远镜(它通常又长短连续孔径的根本单元)还可分为三品种型。全可转型或可跟踪型 可在两个坐
11、标动弹分为赤道式装置和地平式装置两种犹如在可跟踪抛物面射电望远镜中使用的。部分可转型 可在一坐标(赤纬方向)滚动赤经方向靠地球自转扫描又称中星典礼(见带形射电望远镜)。固定型 主要天线反射面固定个别用挪动馈源(又称照明器)或转变馈源相位的方式。 ? 射电观测在很宽的频率规模进行检测和信息处理的射电技术又远较光学波段机动多样所以射电望远镜种类繁多还可以依据其他准则分类诸如按接收天线的形状可分为抛物面抛物柱面球面抛物面截带喇叭螺旋行波偶极天线等射电望远镜按方向束外形可分为铅笔束扇束多束等射电望远镜按工作类型可分为全功率扫频疾速成像等类射电望远镜按观测目的可分为测绘定位定标偏振频谱日象等射电望远镜。
12、对于非连续孔径射电望远镜主要是各类射电干涉仪。特色上风 射电望远镜与光学望远镜不同,它既没有高高竖起的望远镜镜简，也没有物镜，目镜，它由天线和接收系统两大部门组成。 巨大的天线是射电望远镜最明显的标记，它的种类许多，有抛物面天线，球面天线，半波偶极子天线，螺旋天线等。最常用的是抛物面天线。天线对射电望远镜来说，就比如是它的眼睛，它的作用相称于光学望远镜中的物镜。它要把微弱的宇宙无线电信号收集起来，然后通过一根特制的管子(波导)把收集到的信号传送到吸收机中去放大。接收系统的工作原理和一般收音机差未几，但它具备极高的敏锐度和稳固性。接收系统将信号放大，从噪音中分别出有用的信号，并传给后真个计算机记
13、载下来。记录的结果为很多曲折的曲线，天文学家剖析这些曲线，得到天体送来的各种宇宙信息。主要的射电望远镜 当代进步射电望远镜有以德意志联邦共和国 100米望远镜为代表的大中型厘米波可跟踪抛物面射电望远镜以美国国立射电天文台瑞典翁萨拉天文台和日本东京天文台的设备为代表的毫米波射电望远镜以行将完成的美国甚大天线阵。贵州平塘的射电望远镜FAST是当初世界上最大口径的射电望远镜。瞻望 把造价和效力联合起来考虑今后直径100米那样的大射电望远镜大略只能有少量增长而单个中等孔径厘米波射电望远镜的用处越来越少。主要单抛物面天线将更广泛地并入或扩展为甚长基线连线干涉仪和综合孔径体系工作。随著设计工艺和校准技术的
14、改良将会有更多更精密的毫米波望远镜呈现。综合孔径望远镜会得到发展以期获得更大的空间时间和频率覆盖。甚长基线干涉系统除了增添数目外预期终极将能应用定点卫星实现实时数据处理大大提吖鄄饽芰L厥庑巫锤咴鲆姗p低噪音天线设计办法的成熟把综合孔径技术同甚长基线独立本振干涉仪技术结合起来的甚长基线干涉仪网和干涉仪阵的实验很可能孕育出新一代的射电望远镜。最大的射电望远镜 中国、日本、韩国三国科学家正利用他们独特构建的世界最大射电望远镜阵，探测银河系结构、超大质量黑洞等深空神秘。 三国天文学界在各自独立开发的射电天体探测网基础上，整合了东亚地域直径约6000公里范围内19台射电天文望远镜，覆盖了从日本小笠原、北
15、海道至中国乌鲁木齐、昆明的辽阔地区，成为世界上最宏大的射电天文观测网络。假如配合日本“月亮女神”绕月卫星上搭载的观天设备，这个望远镜阵的直径将会扩大到24万公里。 东亚甚长基线干涉测量（VLBI）观测方案中方科学家、中国科学院上海天文台研究员沈志强31日在接受新华社记者专访时说：“中国天文学家经由30多年尽力建成的VLBI网，对国际上射电天文学的研究，做出了很大的奉献。我们还成功地将VLBI技术用于中国首颗绕月卫星的测轨工作，已取得巨大胜利。” 甚长基线干涉测量是国际天文学界目前使用的一项高分辨率、高测量精度的观测技术，用于天体的精肯定位和精致结构研究。一个完全的VLBI观测系统通常由两个以上
16、射电望远镜观测站和一个数据处理中心组成。中科院VLBI观测系统目前由上海25米直径、北京50米直径、昆明40米直径和乌鲁木齐25米直径等4台射电天文望远镜，以及上海数据处理中央组成。 沈志强说，各观测站同时跟踪观测统一目的，并将观测数据记录或实时传递到数据处理中央，计算机依附这些观测值盘算得出目标天体的精确地位。 “嫦娥一号”卫星测轨任务与一般天文学VLBI观测有很大不同。对绕月卫星的测轨，尤其是进入环月畸形运行前的各轨道段，不容许有涓滴错误，必须在10分钟内供给正确的测轨成果。在“嫦娥一号”发射后的一个月内，4个观测站和上海数据处理中心杰出实现了测轨义务，提供的测轨数据滞后时间正常为5至6分钟。 中国VLBI网三周前刚进行了一次远程数据采集、海量存储、数据处理实验，利用高速互联网将VLBI观测数据，实时传送到数据处理中心并进行实时相关处理，以代替传统的VLBI数据邮寄方式。半个月前，包括上海和乌鲁木齐两个观测站在内的世界17个射电望远镜观测站进行的实时接力观测演示，也失掉成功。 东亚VLBI观测网的主要工
