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6.4: 射电望远镜

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    学习目标

    在本节结束时，您将能够：

    • 描述如何检测来自太空的无线电波
    • 识别世界上最大的射电望远镜
    • 定义干涉测量技术，讨论干涉仪相对于单碟望远镜的好处

    除了可见光和红外辐射外，还可以从地球表面探测到来自天文物体的无线电波。 20 世纪 30 年代初，贝尔电话实验室的工程师 Karl G. Jansky 遇到了一些来自未知来源的神秘静态无线电辐射，当时他正在尝试使用天线进行远程无线电通信（图\(\PageIndex{1}\)）。 他发现这种辐射在连续四分钟前达到最强，并正确地得出结论，由于地球的恒星旋转周期（我们相对于恒星旋转需要多长时间）比太阳日短四分钟，因此辐射一定来自某些区域固定在天球上。 随后的调查表明，这种辐射的来源是银河系的一部分；詹斯基发现了宇宙无线电波的第一个来源。

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    图：\(\PageIndex{1}\)第一台射电望远镜。 Jansky 在偶然发现银河系的无线电辐射时使用了这种旋转无线电天线。

    1936 年，对无线电通信感兴趣的业余天文学家格罗特·雷伯使用镀锌铁和木材制造了第一根专门为接收宇宙无线电波而设计的天线。 多年来，雷伯建造了几根这样的天线，并用它们对天体无线电源进行了开创性的天空观测；他在射电天文学领域活跃了30多年。 在最初的十年中，他几乎是独自工作的，因为专业天文学家尚未意识到射电天文学的巨大潜力。

    探测来自太空的无线电能量

    重要的是要明白，无线电波不能 “听见”：它们不是你在家里或汽车中听到的无线电接收器发出的声波。 与光一样，无线电波也是一种电磁辐射，但与光不同，我们无法用感官探测到它们，我们必须依靠电子设备来拾取它们。 在商业电台广播中，我们将声音信息（音乐或新闻播音员的声音）编码为无线电波。 它们必须在另一端解码，然后通过扬声器或耳机转换回声音。

    当然，我们从太空接收的无线电波中没有编码音乐或其他节目信息。 如果宇宙无线电信号被转换成声音，它们听起来就像你在两个站点之间扫描时听到的静电一样。 尽管如此，我们收到的无线电波中还是有信息——这些信息可以告诉我们波源的化学和物理状况。

    正如振动带电粒子可以产生电磁波（参见《辐射与光谱》一章）一样，电磁波也可以使带电粒子来回移动。 无线电波可以在金属等电导体中产生电流。 天线就是这样的导体：它可以拦截无线电波，从而在其中产生微弱的电流。 然后在无线电接收机中放大电流，直到电流强到足以测量或记录。 与电视或收音机一样，可以调整接收机以选择单个频率（频道）。 但是，在天文学中，更常见的是使用复杂的数据处理技术，可以同时探测成千上万个不同的频段。 因此，天文无线电接收器的工作原理与可见光或红外望远镜上的光谱仪非常相似，它提供有关我们在每个波长或频率下接收的辐射量的信息。 经过计算机处理后，无线电信号被记录在磁盘上以供进一步分析。

    无线电波由导电表面反射，就像光从闪亮的金属表面反射一样，根据相同的光学定律。 无线电反射望远镜由一个凹形金属反射镜（称为碟形）组成，类似于望远镜镜。 天线收集的无线电波被反射到焦点，然后可以将其引导到接收器进行分析。 由于人类是这样的视觉生物，射电天文学家经常绘制他们观测到的无线电源的图形表示。 该图\(\PageIndex{2}\)显示了一个遥远星系的无线电图像，其中射电望远镜揭示了巨大的喷气式飞机和复杂的无线电发射区域，这些区域在用光拍摄的照片中是完全看不见的。

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    图：\(\PageIndex{2}\)电台图片。 这张图像是根据在名为 Cygnus A 的星系的超大阵列上进行无线电观测而成的。添加了颜色以帮助眼睛分辨出不同无线电强度的区域。 红色区域最强烈，蓝色区域最少。 可见星系将是图像中心的一个小点。 无线电图像显示了银河系两侧排出的物质（长度超过16万光年）的喷气式飞机。 （来源：NRAO/AUI）

    与可见光天文学相比，射电天文学是一个年轻的领域，但近几十年来它经历了巨大的发展。 世界上最大的无线电反射镜可以指向天空中的任何方向，其孔径为 100 米。 其中一个是在西弗吉尼亚州的美国国家射电天文台建造的（图\(\PageIndex{3}\)）。 表中\(\PageIndex{1}\)列出了世界上一些主要的射电望远镜。

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    图：\(\PageIndex{3}\)罗伯特 ·C· 伯德格林班克望远镜。 这台位于西弗吉尼亚州的完全可操控的射电望远镜于 2000 年 8 月投入运行。 它的菜宽约100米。 （来源：“b3nscott” /Flickr 对作品的修改）
    表\(\PageIndex{1}\)：世界主要无线电天文台
    天文台 地点 描述 网站
    个人电台天线
    五百米孔径球面射电望远镜 (FAST) 中国贵州 500 米固定盘 fast.bao.ac.cn/en/
    阿雷西博天文台 波多黎各阿雷西博 305 米固定盘 www.naic.edu
    绿岸望远镜 (GBT) 西弗吉尼亚州 Green Bank 110×100 米可操纵盘 www.science.nrao.edu/设施/gbt
    埃菲尔斯伯格 100 米望远镜 德国波恩 100 米可操纵盘 www.mpifr-bonn.mpg.de/en/effelsberg
    洛弗尔望远镜 英格兰曼彻斯特 76 米可操纵盘 www.jb.man.ac.uk/aboutus/lovell
    堪培拉深空通信综合体 (CDSCC) 澳大利亚 Tidbinbilla 70 米可操纵盘 www.cdscc.nasa.gov
    戈德斯通深空通信综合体 (GDSCC) 加利福尼亚州巴斯托 70 米可操纵盘 www.gdsc.cnasa.gov
    帕克斯天文台 帕克斯，澳大利亚 64 米可操纵盘 www.parkes.atnf.csiro.au
    无线电天线阵列
    平方千米阵列 (SKA) 南非和西澳大利亚州 2020年成千上万的盘子，2km2的收集面积，部分阵列 www.skatescope.org
    阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列 (ALMA) 阿塔卡马沙漠，智利北部 66 个 7-m 和 12 米菜肴 www.almaobservatory.org
    超大型阵列 (VLA) 索科罗，新墨西哥州 由 25 米天线组成的 27 个元素阵列（基线 36 千米） www.science.nrao.edu/设施/vla
    Westerbork 合成射电望远镜 (WSRT) 荷兰韦斯特博克 由 25 米天线组成的 12 个元素阵列（基线 1.6 千米） www.astron.nl/radio-Observatory/public/
    超长基准阵列 (VLBA) 十个美国站点，你好，到维尔京群岛 由 25 米天线组成的 10 个元素阵列（基线 9000 千米） www.science.nrao.edu/设施/vlba
    澳大利亚望远镜紧凑阵列 (ATCA) 澳大利亚的多个站点 8 元素数组（七个 22-m 盘子加上 Parkes 64 m） www.narrabri.atnf.csiro.au
    多元素无线电链路干涉仪网络 (MERLIN) 英国剑桥和其他英国站点 由七道菜组成的网络（最大为 32 m） www.e-merlin.ac.uk
    毫米波望远镜
    伊拉姆 西班牙格拉纳达 30 米可操控 mm-wave 碟子 www.iram-institute.or
    詹姆斯·克莱克·麦克斯韦望远镜 (JCMT) Mauna Kea，你好 15 米可操控 mm-Wave 碟子 www.eaobservatory.org/jcmt
    野边山无线电天文台 (NRO) 日本南牧市 由 10 米波浪盘组成的 6 元素阵列 www.nro.nao.ac.jp/en
    哈特溪无线电天文台 (HCRO) 加利福尼亚州卡塞尔 由 5 米波浪盘组成的 6 元素阵列 www.sri.com/研究开发/专业设施/hat-creek-radio-天文台

    无线电干涉测量

    正如我们前面讨论的那样，望远镜向我们展示精细细节（分辨率）的能力取决于其孔径，但也取决于望远镜收集的辐射的波长。 波浪越长，就越难解析我们制作的图像或地图中的精细细节。 由于无线电波的波长如此之长，它们给需要良好分辨率的天文学家带来了巨大的挑战。 事实上，即使是地球上最大的无线电天线单独运行，也无法像大学天文学实验室中使用的典型小型可见光望远镜那样分辨出更多的细节。 为了克服这一困难，射电天文学家学会了通过电子方式将两台或多台射电望远镜连接在一起来锐化他们的图像。 以这种方式连接在一起的两台或多台望远镜称为干涉仪。

    “干涉仪” 可能看起来很奇怪，因为干涉仪中的望远镜可以协同工作；它们彼此 “不干扰”。 但是，干扰是一个技术术语，指的是多个波浪到达我们的仪器时相互作用的方式，这种相互作用使我们能够从观测中获得更多细节。 干涉仪的分辨率取决于望远镜的分离，而不是它们各自的孔径。 两台相隔1千米的望远镜提供的分辨率与横跨1千米的单个天线所提供的分辨率相同（尽管它们收集的辐射量当然不如宽度为1千米的无线电波桶那么多）。

    为了获得更好的分辨率，天文学家将大量的无线电天线组合成干涉仪阵列。 实际上，这样的阵列就像大量的两盘干涉仪一样，它们一起观测天空的同一部分。 通过计算机处理结果，可以重建高分辨率的无线电图像。 美国最广泛的此类仪器是位于新墨西哥州索科罗附近的国家射电天文台的扬斯基超大型阵列（VLA）。 它由27台可移动的射电望远镜组成（在铁轨上），每台望远镜的孔径为25米，总跨度约为36千米。 通过以电子方式组合来自所有单个望远镜的信号，该阵列使射电天文学家能够以与可见光望远镜获得的无线电波长相当的射电波长拍摄天空照片，分辨率约为1弧秒。

    位于智利北部阿塔卡马沙漠的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）（图\(\PageIndex{4}\)），海拔16,400英尺，由12台7米和54台12米望远镜组成，可以实现高达16千米的基线。 自2013年投入使用以来，它以低至6毫弧秒（0.006弧秒）的分辨率进行了观测，这是射电天文学的一项了不起的成就。

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    图\(\PageIndex{4}\) Atacama 大毫米/亚毫米阵列（ALMA）。 ALMA位于智利北部的阿塔卡马沙漠，目前为无线电观测提供最高分辨率。

    观看这部纪录片，该纪录片解释了设计和建造 ALMA 的工作，讨论了其最初的一些图像，并探讨了其未来。

    最初，干涉仪阵列的大小受到所有天线必须物理连接在一起的要求的限制。 因此，该阵列的最大尺寸只有几十千米。 但是，如果望远镜不需要物理连接，则可以实现更大的干涉仪间隔。 天文学家利用当前的技术和计算能力，学会了非常精确地计时来自太空的电磁波到达每台望远镜的时间，并在以后合并数据。 如果望远镜相距加州和澳大利亚，或者乌克兰的西弗吉尼亚州和克里米亚，则由此产生的分辨率远远超过可见光望远镜的分辨率。

    美国运营超长基线阵列（VLBA），该阵列由10台独立望远镜组成，从维尔京群岛一直延伸到夏威夷（图\(\PageIndex{5}\)）。 VLBA 于 1993 年完工，可以形成分辨率为 0.0001 弧秒的天文图像，从而可以在银河系中心区分小至 10 个天文单位（AU）的特征。

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    图：\(\PageIndex{5}\)超长基线阵列。 这张地图显示了10根天线的分布情况，这些天线构成了横跨美国及其领土的射电望远镜阵列。

    最近的技术进步也使得在可见光和红外波长下进行干涉测量成为可能。 二十一世纪初，三个配备多台望远镜的天文台开始使用天线作为干涉仪，将它们的光线组合在一起以获得更高的分辨率。 此外，在山上建造了专用的干涉测量阵列。 威尔逊在加利福尼亚州。 就像在无线电阵列中一样，这些观测使天文学家能够分辨出比单个望远镜所能提供的更多的细节。

    Table\(\PageIndex{1}\) 可见光干涉仪
    最长基线 (m) 望远镜名称 地点 镜子 状态
    400 CHARA 阵列（高角分辨率天文学中心） 加利福尼亚州威尔逊山 六台 1 米望远镜 自 2004 年开始运营
    200 超大型望远镜 塞罗帕拉纳尔，智利 四台 8.2 米望远镜 2000 年已完成
    85 Keck I 和 iiteLescopes Mauna Kea，你好 两台 10 米望远镜 运营时间为 2001 年至 2012 年
    22.8 大型双筒望远镜 亚利桑那州格雷厄姆山 两台 8.4 米望远镜 2004 年第一道曙光

    雷达天文学

    雷达是一种将无线电波传输到太阳系中的物体，然后探测该物体反射回来的无线电辐射的技术。 往返所需的时间可以通过电子方式精确测量。 因为我们知道无线电波的传播速度（光速），所以我们可以确定与物体或其表面的特定特征（例如山）的距离。

    雷达观测被用来确定与行星的距离以及太阳系中物体的移动速度（使用 “辐射与光谱” 一章中讨论的多普勒效应）。 雷达波在整个太阳系航天器导航中发挥了重要作用。 此外，正如将在后面的章节中讨论的那样，雷达观测已经确定了金星和水星的旋转周期，探测了接近地球的微小行星，并使我们能够研究水星、金星、火星表面的山脉和山谷以及木星的大卫星。

    任何无线电天线如果配备了强大的发射器和接收器，都可以用作雷达望远镜。 世界上最壮观的雷达天文学设施是位于波多黎各阿雷西博的 1000 英尺（305 米）望远镜（图\(\PageIndex{6}\)）。 阿雷西博望远镜太大，无法直接对准天空的不同部分。 相反，它是在一个由几座山丘形成的巨大天然 “碗”（不仅仅是一个盘子）中建造的，两旁都是反射金属面板。 跟踪天文源的有限能力是通过移动接收器系统实现的，接收器系统悬挂在距离碗表面 100 米的电缆上。 目前正在建造一台更大（500 米）的雷达望远镜。 它是中国的五百米孔径球面望远镜（FAST），预计将于2016年完工。

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    图\(\PageIndex{6}\)最大的无线电和雷达天线。阿雷西博天文台在波多黎各拥有1000英尺的无线电盘填充谷，是国家天文学和电离层中心的一部分，该中心由SRI International、USRA和UMET根据与美国国家科学基金会的合作协议运营。 （来源：国家天文学和电离层中心、康奈尔大学、美国国家科学基金会）

    摘要

    20 世纪 30 年代，射电天文学由卡尔·詹斯基和格罗特·雷伯率先发起。 射电望远镜基本上是连接到接收器的无线电天线（通常是弯曲的大天线）。 使用干涉仪可以显著提高分辨率，包括干涉仪阵列，如 27 元素 VLA 和 66 元素 ALMA。 通过扩展到超长基线干涉仪，射电天文学家可以实现精确到0.0001弧秒的分辨率。 雷达天文学涉及发射和接收。 目前运行的最大雷达望远镜是位于阿雷西博的305米筒形望远镜。

    词汇表

    干扰
    波浪混合在一起的过程，这样它们的波峰和波谷可以交替加固和相互抵消
    干涉仪
    一种仪器，它结合来自一台或多台望远镜的电磁辐射，获得的分辨率等于直径等于分隔各台望远镜的基线的单台望远镜所获得的分辨率
    干涉仪阵列
    实际上，将多个无线电天线组合起来，就像大量的两碟干涉仪一样工作
    雷达
    一种向物体发射无线电波然后检测物体反射回发射器的辐射的技术；用于测量与目标物体的距离和运动，或形成目标物体的图像