權變理論

[拼音]：shedian wangyuanjing

[外文]：radio telescope

觀測和研究來自天體的射電波的基本裝置，包括收集射電波的定向天線，放大射電訊號的高靈敏度接收機，資訊記錄、處理和顯示系統等（圖1）。射電望遠鏡用來測量表徵射電基本特性的三個量：強度、頻譜和偏振。它們都是空間方向和時間的函式。

基本原理

經典射電望遠鏡的基本原理和光學反射望遠鏡相似，投射來的電磁波被一精確鏡面反射後，同相到達公共焦點。用旋轉拋物面作鏡面易於實現同相聚焦，因此，射電望遠鏡天線大多是拋物面。射電望遠鏡表面和一理想拋物面的均方誤差如不大於λ/16～λ/10，該望遠鏡一般就能在波長大於λ的射電波段上有效地工作。對米波或長分米波觀測，可以用金屬網作鏡面；而對釐米波和毫米波觀測，則需用光滑精確的金屬板（或鍍膜）作鏡面。從天體投射來並彙集到望遠鏡焦點的射電波，必須達到一定的功率電平，才能為接收機所檢測。目前的檢測技術水平要求最弱的電平一般應達 10 —20瓦。射頻訊號功率首先在焦點處放大10～1，000倍，並變換成較低頻率（中頻），然後用電纜將其傳送至控制室，在那裡再進一步放大、檢波，最後以適於特定研究的方式進行記錄、處理和顯示。

基本指標

射電天文所研究的物件，有太陽那樣強的連續譜射電源，有輻射很強但極其遙遠因而角徑很小的類星體，有角徑和流量密度都很小的恆星，也有頻譜很窄、角徑很小的天體微波激射源等。為了檢測到所研究的射電源的訊號，將它從鄰近背景源中分辨出來，並進而觀測其結構細節，射電望遠鏡必須有足夠的靈敏度和解析度。

解析度指的是區分兩個彼此靠近的相同點源的能力，因為兩個點源角距須大於天線方向圖的半功率波束寬度時方可分辨，故宜將射電望遠鏡的解析度規定為其主方向束的半功率寬θ。θ為電波的衍射所限，對簡單的射電望遠鏡，它由天線孔徑的物理尺寸D和波長λ決定。當孔徑大於波長時，可由下面簡單關係式近似給出：

θ ≈1.22λ/D(弧度)≈4190λ/D(角分)

≈2.516×105λ/D(角秒)。

靈敏度取決於射電望遠鏡天線有效面積 A(平方米)、接收機和天線的噪聲效能，即系統噪聲溫度TS(K)、接收機有效噪聲頻寬△v（赫）和訊號檢測積分時間 τ(秒)。通常對經典射電望遠鏡，用可檢測的最小功率流量密度Smin來表徵其靈敏度，並有如下關係：

，

式中k=1.38×10—23焦耳/K為玻耳茲曼常數。有時用最小天線溫度ΔTmin來表示射電望遠鏡系統的靈敏度：

。

式中M為常數，ΔTmin與天線的有效接收面積A無關，對描述展源亮度很有用。實際靈敏度因增益起伏、干擾和採用的訊號處理型別而劣於上式所給出的值。

簡史和現狀

1932年，美國央斯基發表他在1931～1932年觀測到地球外射電波的報告，揭開了射電天文的歷史。此後，射電望遠鏡的歷史，是不斷提高解析度和靈敏度的歷史。央斯基用的是長30.5米、高3.66米的旋轉天線陣，在14.6米波長取得了30°寬的“扇形”方向束。1937年，美國無線電工程師雷伯建造直徑9.45米的拋物反射面天線，在1.87米波長取得了12°的“鉛筆形”方向束。他們都意識到要進行有意義的工作，需要更大的望遠鏡。只在第二次世界大戰結束後，隨著一些軍用雷達和有關專家轉向射電天文觀測，射電望遠鏡才有了顯著的發展。1946年，英國曼徹斯特大學開始建造直徑66.5米的固定拋物面射電望遠鏡，1955年建成當時世界上最大的76米直徑的可轉拋物面射電望遠鏡。與此同時，澳、美、蘇、法、荷等國也競相建造大小不同和形式各異的早期射電望遠鏡。除了一些直徑在10米以下、主要用於觀測太陽的裝置外，還出現了一些直徑20～30米的拋物面望遠鏡，發展了早期的射電干涉儀和綜合孔徑射電望遠鏡。六十年代以來，相繼建成的有美國國立射電天文臺的42.7米、加拿大的45.8米、澳大利亞的64米全可轉拋物面、美國的直徑 305米固定球面、工作於釐米和分米波段的射電望遠鏡（見固定球面射電望遠鏡）以及一批直徑10米左右的毫米波射電望遠鏡。因為可轉拋物面天線造價昂貴，固定或半固定孔徑形狀(包括拋物面、球面、拋物柱面、拋物面截帶)的天線的技術得到發展，從而建成了更多的干涉儀和十字陣（見米爾斯十字）。六十年代末至七十年代初，不僅建成了一批技術上成熟、有很高靈敏度和解析度的綜合孔徑射電望遠鏡，還發明瞭有極高解析度的甚長基線干涉儀這種所謂現代射電望遠鏡。另一方面還在計算技術基礎上改進了經典射電望遠鏡天線的設計，建成直徑100米的大型精密可跟蹤拋物面射電望遠鏡（德意志聯邦共和國波恩附近，圖2），建成或即將建成直徑20～45米的毫米波射電望遠鏡。甚長基線干涉儀的解析度已達到萬分之幾角秒，遠遠超過了光學天文手段。而綜合孔徑射電望遠鏡，對射電源精細結構的解析度，已達到1″量級，可與光學望遠鏡所拍照片的像點媲美。經典射電望遠鏡最高解析度，也可以到 10″量級。最靈敏的射電望遠鏡的最小可檢測流量密度為 1毫央，即可檢測到放在月球上頻寬約 2兆赫、功率為 10-3瓦的小型發射機發出的訊號。隨著超低溫參量放大器和量子放大器以及電子計算機的廣泛使用，可以說目前最靈敏的射電望遠鏡的靈敏度主要已不是受接收機噪聲的限制，而是受地面噪聲和背景噪聲的影響了。

型別

射電望遠鏡按設計要求可以分為連續和非連續孔徑射電望遠鏡兩大類。為了觀測弱射電源的需要，射電望遠鏡必須有較大孔徑，並能對射電目標進行長時間的跟蹤或掃描。此外，還必須綜合考慮裝置的造價和工藝上的現實性。按機械裝置和驅動方式，連續孔徑射電望遠鏡（它通常又是非連續孔徑的基本單元）還可分為三種類型。

（1）全可轉型或可跟蹤型：可在兩個座標轉動，分為赤道式裝置和地平式裝置兩種，如同在可跟蹤拋物面射電望遠鏡中使用的。

（2）部分可轉型：可在一座標（赤緯方向）轉動，赤經方向靠地球自轉掃描，又稱中星儀式（見帶形射電望遠鏡）。

（3）固定型：主要天線反射面固定，一般用移動饋源（又稱照明器）或改變饋源相位的方法，使單反射面或天線陣的方向束移動。

射電觀測在很寬的頻率範圍進行，檢測和資訊處理的射電技術又遠較光學波段靈活多樣，所以射電望遠鏡種類繁多。還可以根據其他準則分類:諸如按接收天線的形狀可分為拋物面、拋物柱面、球面、拋物面截帶、喇叭、螺旋、行波、偶極天線等射電望遠鏡；按方向束形狀可分為鉛筆束、扇束、多束等射電望遠鏡；按工作型別可分為全功率、掃頻、快速成像等類射電望遠鏡；按觀測目的可分為測繪、定位、定標、偏振、頻譜、日象等射電望遠鏡。關於非連續孔徑射電望遠鏡，主要是各類射電干涉儀。

主要的射電望遠鏡

當代先進射電望遠鏡有：

（1）以德意志聯邦共和國 100米望遠鏡為代表的大、中型釐米波可跟蹤拋物面射電望遠鏡；

（2）以美國國立射電天文臺、瑞典翁薩拉天文臺和日本東京天文臺的裝置為代表的毫米波射電望遠鏡；

（3）以即將完成的美國甚大天線陣(VLA)（圖3）、英國5公里陣和荷蘭韋斯特博克陣為代表的綜合孔徑望遠鏡；

（4）以蘇聯科學院專門天體物理臺可調拋物帶狀望遠鏡(PATAH－600)和美國阿雷西博球面望遠鏡為代表的某些特殊形式射電望遠鏡；

（5）以英國無線電連線干涉儀為代表的長基線干涉儀和包括世界上各主要射電望遠鏡的甚長基線干涉系統。英國的多望遠鏡微波接力（無線電連線）干涉儀 (MTRLI)包括焦德雷爾班克、沃德爾、德福德、諾金四個地方從25～76米的拋物面天線，其解析度可達0.1。甚長基線干涉儀系統已經日益廣泛地配備在直徑 18～100米的主要釐米波射電望遠鏡上。一些重要的射電天文臺見天文臺條的附表。

展望

把造價和效能結合起來考慮，今後直徑100米那樣的大射電望遠鏡大概只能有少量增加，而單箇中等孔徑釐米波射電望遠鏡的用途越來越少。主要單拋物面天線將更普遍地併入或擴大為甚長基線、連線干涉儀和綜合孔徑系統工作。隨著設計、工藝和校準技術的改進，將會有更多、更精密的毫米波望遠鏡出現。綜合孔徑望遠鏡會得到發展以期獲得更大的空間、時間和頻率覆蓋。甚長基線干涉系統除了增加數量外，預期最終將能利用定點衛星實現實時資料處理，大大提高觀測能力。特殊形狀高增益、低噪音天線設計方法的成熟，把綜合孔徑技術同甚長基線獨立本振干涉儀技術結合起來的甚長基線干涉儀網和干涉儀陣的試驗，很可能孕育出新一代的射電望遠鏡。（見彩圖）