射電望遠鏡

　　經(jīng)典射電望遠鏡的基本原理是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后，同相到達公共焦點。用旋轉(zhuǎn)拋物面作鏡面易于實現(xiàn)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于λ/16～λ/10，該望遠鏡一般就能在波長大于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(wǎng)作鏡面；而對厘米波和毫米波觀測，則需用光滑精確的金屬板（或鍍膜）作鏡面。從天體投射來并匯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(shù)水平要求最弱的電平一般應(yīng)達10─20瓦。射頻信號功率首先在焦點處放大10～1，000倍，并變換成較低頻率（中頻），然后用電纜將其傳送至控制室，在那里再進一步放大、檢波，最后以適于特定研究的方式進行記錄、處理和顯示。

　　天線收集天體的射電輻射，接收機將這些信號加工、轉(zhuǎn)化成可供記錄、顯示的形式，終端設(shè)備把信號記錄下來，并按特定的要求進行某些處理然后顯示出來。表征射電望遠鏡性能的基本指標是空間分辨率和靈敏度，前者反映區(qū)分兩個天球上彼此靠近的射電點源的能力，后者反映探測微弱射電源的能力。射電望遠鏡通常要求具有高空間分辨率和高靈敏度。

　　射電望遠鏡是主要接收天體射電波段輻射的望遠鏡。射電望遠鏡的外形差別很大，有固定在地面的單一口徑的球面射電望遠鏡，有能夠全方位轉(zhuǎn)動的類似衛(wèi)星接收天線的射電望遠鏡，有射電望遠鏡陣列，還有金屬桿制成的射電望遠鏡!

　　1931年，美國貝爾實驗室的央斯基用天線陣接收到了來自銀河系中心的無線電波。隨后美國人格羅特·雷伯在自家的后院建造了一架口徑9.5米的天線，并在1939年接收到了來自銀河系中心的無線電波，并且根據(jù)觀測結(jié)果繪制了第一張射電天圖。射電天文學從此誕生。雷伯使用的那架天線是世界上第一架專門用于天文觀測的射電望遠鏡!

　　20世紀60年代天文學取得了四項非常重要的發(fā)現(xiàn)：脈沖星、類星體、宇宙微波背景輻射、星際有機分子，被稱為“四大發(fā)現(xiàn)”。這四項發(fā)現(xiàn)都與射電望遠鏡有關(guān)。

　　天文望遠鏡的極限分辨率取決于望遠鏡的口徑和觀測所用的波長。口徑越大，波長越短，分辨率越高。由于無線電波的波長要遠遠大于可見光的波長，因此射電望遠鏡的分辨本領(lǐng)遠遠低于相同口徑的光學望遠鏡，而射電望遠鏡的天線又不能無限做大。這在射電天文學誕生的初期嚴重阻礙了射電望遠鏡的發(fā)展。

　　1960年，英國劍橋大學卡文迪許實驗室的馬丁·賴爾（Ryle）利用干涉的原理，發(fā)明了綜合孔徑射電望遠鏡，大大提高了射電望遠鏡的分辨率。其基本原理是：用相隔兩地的兩架射電望遠鏡接收同天體的無線電波，兩束波進行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口徑相當于兩地之間距離的單口徑射電望遠鏡。賴爾因為此項發(fā)明獲得1974年諾貝爾物理學獎。

　　射電天文學領(lǐng)域已經(jīng)廣泛應(yīng)用長基線的干涉技術(shù)，把遍布全球的射電望遠鏡綜合起來，獲得了等效口徑相當于地球直徑量級的射電望遠鏡。美國建設(shè)了VLBA，歐洲建設(shè)了EVN，二者組成了國際VLBI網(wǎng)。