[拼音]：shedian wangyuanjing

[外文]：radio telescope

观测和研究来自天体的射电波的基本设备，包括收集射电波的定向天线，放大射电信号的高灵敏度接收机，信息记录、处理和显示系统等（图1）。射电望远镜用来测量表征射电基本特性的三个量：强度、频谱和偏振。它们都是空间方向和时间的函数。

经典射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相似，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，因此，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λ/16～λ/10，该望远镜一般就能在波长大于λ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，则需用光滑精确的金属板（或镀膜）作镜面。从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波，必须达到一定的功率电平，才能为接收机所检测。目前的检测技术水平要求最弱的电平一般应达 10 —20瓦。射频信号功率首先在焦点处放大10～1，000倍，并变换成较低频率（中频），然后用电缆将其传送至控制室，在那里再进一步放大、检波，之后以适于特定研究的方式进行记录、处理和显示。

射电天文所研究的对象，有太阳那样强的连续谱射电源，有辐射很强但极其遥远因而角径很小的类星体，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，将它从邻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。

分辨率指的是区分两个彼此靠近的相同点源的能力，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规定为其主方向束的半功率宽θ。θ为电波的衍射所限，对简单的射电望远镜，它由天线孔径的物理尺寸D和波长λ决定。当孔径大于波长时，可由下面简单关系式近似给出：

θ ≈1.22λ/D(弧度)≈4190λ/D(角分)

≈2.516×105λ/D(角秒)。

灵敏度取决于射电望远镜天线有效面积 A(平方米)、接收机和天线的噪声性能，即系统噪声温度TS(K)、接收机有效噪声带宽△v（赫）和信号检测积分时间 τ(秒)。通常对经典射电望远镜，用可检测的小功率流量密度Smin来表征其灵敏度，并有如下关系：

，

式中k=1.38×10—23焦耳/K为玻耳兹曼常数。有时用小天线温度ΔTmin来表示射电望远镜系统的灵敏度：

。

式中M为常数，ΔTmin与天线的有效接收面积A无关，对描述展源亮度很有用。实际灵敏度因增益起伏、干扰和采用的信号处理类型而劣于上式所给出的值。

1932年，美国央斯基发表他在1931～1932年观测到地球外射电波的报告，揭开了射电天文的历史。此后，射电望远镜的历史，是不断提高分辨率和灵敏度的历史。央斯基用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30°宽的“扇形”方向束。1937年，美国无线电工程师雷伯建造直径9.45米的抛物反射面天线，在1.87米波长取得了12°的“铅笔形”方向束。他们都意识到要进行有意义的工作，需要更大的望远镜。只在第二次世界大战结束后，随着一些军用雷达和有关专家转向射电天文观测，射电望远镜才有了显著的发展。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年建成当时世界上较大的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形式各异的早期射电望远镜。除了一些直径在10米以下、主要用于观测太阳的设备外，还出现了一些直径20～30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，相继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）。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，还发明了有极高分辨率的甚长基线干涉仪这种所谓现代射电望远镜。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米的大型精密可跟踪抛物面射电望远镜（ 波恩附近，图2），建成或即将建成直径20～45米的毫米波射电望远镜。甚长基线干涉仪的分辨率已达到万分之几角秒，远远超过了光学天文手段。而综合孔径射电望远镜，对射电源精细结构的分辨率，已达到1″量级，可与光学望远镜所拍照片的像点媲美。经典射电望远镜较高分辨率，也可以到 10″量级。最灵敏的射电望远镜的小可检测流量密度为 1毫央，即可检测到放在月球上带宽约 2兆赫、功率为 10-3瓦的小型发射机发出的信号。随着超低温参量放大器和量子放大器以及电子计算机的广泛使用，可以说目前最灵敏的射电望远镜的灵敏度主要已不是受接收机噪声的限制，而是受地面噪声和背景噪声的影响了。

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。为了观测弱射电源的需要，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，还必须综合考虑设备的造价和工艺上的现实性。按机械装置和驱动方式，连续孔径射电望远镜（它通常又是非连续孔径的基本单元）还可分为三种类型。

（1）全可转型或可跟踪型：可在两个坐标转动，分为赤道式装置和地平式装置两种，如同在可跟踪抛物面射电望远镜中使用的。

（2）部分可转型：可在一坐标（赤纬方向）转动，赤经方向靠地球自转扫描，又称中星仪式（见带形射电望远镜）。

（3）固定型：主要天线反射面固定，一般用移动馈源（又称照明器）或改变馈源相位的方法，使单反射面或天线阵的方向束移动。

射电观测在很宽的频率范围进行，检测和信息处理的射电技术又远较光学波段灵活多样，所以射电望远镜种类繁多。还可以根据其他准则分类: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；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多束等射电望远镜；按工作类型可分为全功率、扫频、快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。关于非连续孔径射电望远镜，主要是各类射电干涉仪。

当代先进射电望远镜有：

（1）以 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；

（2）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；

（3）以即将完成的美国甚大天线阵(VLA)（图3）、英国5公里阵和荷兰韦斯特博克阵为代表的综合孔径望远镜；

（4）以苏联科学院专门天体物理台可调抛物带状望远镜(PATAH－600)和美国阿雷西博球面望远镜为代表的某些特殊形式射电望远镜；

（5）以英国无线电连接干涉仪为代表的长基线干涉仪和包括世界上各主要射电望远镜的甚长基线干涉系统。英国的多望远镜微波接力（无线电连接）干涉仪 (MTRLI)包括焦德雷尔班克、沃德尔、德福德、诺金四个地方从25～76米的抛物面天线，其分辨率可达0.1。甚长基线干涉仪系统已经日益广泛地配备在直径 18～100米的主要厘米波射电望远镜上。一些重要的射电天文台见天文台条的附表。

把造价和效能结合起来考虑，今后直径100米那样的大射电望远镜大概只能有少量增加，而单个中等孔径厘米波射电望远镜的用途越来越少。主要单抛物面天线将更普遍地并入或扩大为甚长基线、连线干涉仪和综合孔径系统工作。随着设计、工艺和校准技术的改进，将会有更多、更精密的毫米波望远镜出现。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加数量外，预期最终将能利用定点卫星实现实时数据处理，大大提高观测能力。特殊形状高增益、低噪音天线设计方法的成熟，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试验，很可能孕育出新一代的射电望远镜。（见彩图）

参考书目

克里斯琴森和霍格玻姆著，陈建生译:《射电望远镜》，科学出版社，北京，1977。（W. N. Christiansen and J.A.Hgbom，Radio Telescopes，Cambridge Univ. Press， London，1969.）

J.D.Kraus，Radio Astronomy，McGraw-Hill Co.， New York， 1966.

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