射电望远镜

1932年央斯基（Jansky. K. G）用无线电天线探测到来自银河系中心（人马座方向）的射电辐射，这标志着人类打开了在传统光学波段之外进行观测的第一个窗口。 

第二次世界大战结束后，射电天文学脱颖而出，射电望远镜为射电天文学的发展起了关键的作用，比如：六十年代天文学的四大发现，类星体，脉冲星，星际分子和宇宙微波背景辐射，都是用射电望远镜观测得到的。射电望远镜的每一次长足的进步都会毫无例外地为射电天文学的发展树立一个里程碑。

英国曼彻斯特大学于1946年建造了直径为66.5米的固定式抛物面射电望远镜，1955年又建成了当时世界上最大的可转动抛物面射电望远镜。

六十年代，美国在波多黎各阿雷西博镇建造了直径达305米的抛物面射电望远镜，它是顺着山坡固定在地表面上的，不能转动，这是世界上最大的单孔径射电望远镜。

1962年，Ryle发明了综合孔径射电望远镜，他也因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。综合孔径射电望远镜实现了由多个较小天线结构获得相当于大口径单天线所能取得的效果。

1967年Broten等人第一次记录到了VLBI干涉条纹。

七十年代，联邦德国在玻恩附近建造了100米直径的全向转动抛物面射电望远镜，这是世界上最大的可转动单天线射电望远镜。

八十年代以来，欧洲的VLBI网（EVN），美国的VLBA阵，日本的空间VLBI（VSOP）相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。

射电望远镜的天线多为抛物面形，天线的作用相当于光学望远镜的物镜，其实它与反射望远镜更类似。一个理想的镜面误差不得超过设计镜面的λ/16 ～λ/10(λ为波长)。对于米波误差可以到几厘米，因而可用金属网制成；对于厘米波则需用光滑精确的金属板。来自天体的射电波，经抛物面反射集中到位于抛物面焦点的“照明器”上，即可使信号功率放大10～1000倍。然后由电缆把信号传送到控制室的接收机，再次放大、检波，最后根据研究的需要，对其进行记录、处理和显示。^[1]

射电望远镜一般由天线、接收机（放大器）、记录器和数据的处理显示等装置几部分组成。现代射电望远镜的数据采集和记录器都由计算机担当。

巨大的天线是射电望远镜最显著的标志和最重要的部件。射电天文望远镜天线的安装系统有三种形式：一是旋转抛物面天线；二是固定抛物面天线；三是系统组合天线。^[1]

灵敏度和分辨率是衡量射电望远镜性能的两个重要指标。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办法有降低接收机本身的固有噪声、增大天线接收面积、延长观测积分时间等。分辨率是指区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分开。对单天线射电望远镜来说，天线的直径越大分辨率越高。但是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，对于波长较长的射电波段分辨率仍然很低，因此就提出了使用两架射电望远镜构成的射电干涉仪。对射电干涉仪来说，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一定时，接收的无线电波长越短分辨率越高。拥有高灵敏度、高分辨率的射电望远镜，才能让射电波段“看”到更远、更清晰的宇宙天体。^[2]

单向排列的干涉仪，只能提高“一维”的分辨本领，如一个东西向的天线阵，只能提高东西向的分辨率，并不能提高南北方向的分辨率。为此，又研制了十字型天线阵，可以直接获得二维的高分辨率。20世纪60年代建成的英朗格洛米尔斯十字阵，由两列长1600m，宽12m的抛物柱面交叉组长。

为提高分辨本领，必须尽量增大天线间的距离。但这也会遇到技术上的困难。如传输线过长，会造成各路信号间位相差，影响接收质量。因此，又有“甚长基线干涉仪”（VLBI）问世。它完全去掉连接线，每台干涉仪完全独立，它们都有原子钟控制的高稳定度的本振系统和磁带记录装制，把各自在同一时刻接收的同一信号记录下来，再把这些记录送到处理机中进行相关运算，求出观测结果。这样可使天线间的距离增长，甚至可近似地球的直径。如格林班克--昂萨拉甚长基线干涉仪，基线长6319m，工作波长6cm，分辨本领达0.0006″，远远超过一般光学望远镜水平。^[1]

电磁波波段

射电天文学中按电磁波波段区分，使用毫米波段（波长1—10毫米，频率为30—300GHz）和亚毫米波段（波长约为0.35—1毫米，频率为300—1,100GHz）进行天文观测研究的一个分支。20世纪50年代研制成一系列小型毫米波射电望远镜，主要用于测量大气对毫米波传播的效应和观测太阳﹑月球和行星的准热辐射。到六十年代后期，从毫米波向短波方向和从红外波段向长波方向的技术发展使天文观测进入了亚毫米波段。亚毫米波与较低频段的微波相比，其特点是：①可利用的频谱范围宽，信息容量大；②天线易实现窄波束和高增益，因而分辨率高，抗干扰性好；③穿透等离子体的能力强；④多普勒频移大，测速灵敏度高。其缺点是在大气中的传播衰减严重和器件加工的精度要求高。毫米波、亚毫米波与光波相比，受自然光和热辐射源的影响小。^[3]

综合孔径射电望远镜

由于任何图像都可以分解成许多亮度的正弦和余弦成份分布（即化整为零）反过来，如果已知这些正弦和余弦成份分布，也就可以再把它们合成原来的图像（聚零为整）。综合孔径方法，就是先化整为零，分别测出它们各个分量，再利用计算机处理，聚零为整，呈现原来图像。这有点与电视发射和接收的道理相类似。其具体做法，是将两面以上的天线形成天线干涉仪，由其干涉信号的振幅和位相得到亮度分布的正弦、余弦成份。再对这些数据进行处理，便得到观测目标的射电图像。 

综合孔径射电望远镜都是多天线系统。例如：美国新墨西哥州国立射电天文台的“甚大阵”（VLA）综合孔径射电望远镜，由27面口径25m的天线沿Y型基线排列，每臂长21km，分辨角0.1″，成像时间为8小时。它的研制成功，在射电天文观测技术上是一项重大突破，最早发明这一技术的英国射电天文学家赖尔因此获得1974年的诺贝尔物理学奖。^[1]

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。

目前世界上最大可跟踪抛物面射电望远镜在德国普朗克射电研究所，口径100m，分辨角33角秒（33″）。这样的庞然大物，光天线的可动部分就重达3200吨。但用现代设备操作跟踪，相当灵活。

世界上最大固定式射电望远镜，安装在波多黎各的美国阿雷西特天文台。它的直径达305m，因固定在山间盆地中，只能靠地球自转改变观测方向。另外，还有法国南锡射电天文台的巨大凹网状射电望远镜，它长300m，高35m，呈带形抛物面。^[1]

绿岸射电望远镜（Green Bank Telescope，GBT）是目前世界上最大的可移动射电望远镜。望远镜高大约有43层楼，直径110米，于2000年建成。^[3]

筹建中的平方千米阵(SKA)项目是世界上最大的射电望远镜，SKA由来自全世界20个国家70多个机构的天文学家和工程师进行设计，其灵敏度将超出其他望远镜50倍，巡天速度超出一万倍。它将被用来观测来自宇宙的射频信号，收集到的数据将通过光纤传输到一台中央高性能超级计算机上。^[4]

500米口径球面射电望远镜（FAST），世界最大的单体望远镜，建于贵州平塘县。^[5]

上海65米口径可转动射电天文望远镜，这将是亚洲最大的该类型射电望远镜，总体性能在国际上处于第四位。这台望远镜属于中国科学院和上海市政府重大合作项目，预计于2012年下半年建成。^[6]