射電天文方法

射電天文方法 利用無線電技術接收﹑測量和分析天體無線電波以研究天體的一種手段。

基本介紹

• 中文名：射電天文方法
• 作用：測量和分析天體無線電波
• 射電觀測工具：射電望遠鏡
• 相關學科：天文學

射電觀測工具

射電望遠鏡

射電天文的觀測工具是射電望遠鏡。安裝在地面上的射電望遠鏡工作波長大約從不及1毫米到30米左右。射電望遠鏡的結構主要可以分為天線﹑接收機和終端記錄設備這三個部分。天線對準所要觀測的天體﹐匯集它投來的無線電波﹐接收機把無線電波的功率放大﹐成為可供記錄的信號﹐然後由終端記錄處理系統處理信息﹐並用圖﹑表或其他方式顯示出來。為了研究極其微弱而又複雜多變的天體射電﹐射電望遠鏡需要有非常龐大的天線系統﹑極其靈敏的接收機和精確的終端記錄設備。天體的無線電頻譜和偏振反映出天體的物理本質。通常用不同波段的各種天線配以各種頻率的接收機來測量天體的頻譜分布。此外﹐還用各種類型的偏振計和譜線接收機來測量天體無線電波的偏振和譜線。

精確測定射電天體的位置

天體的精確位置是天文研究的基本資料﹐以編制射電天圖和射電源表﹐是射電天文的一項基本工作。在這項工作中﹐一個重要的方面主要是﹕根據精確測定的射電源位置﹐證認出與之相應的光學天體﹐用以開展光學﹑無線電以及其他波段對同一目標的聯合研究（見射電源的光學證認）。射電天體的精確定位﹐需要使用大型射電望遠鏡或基線較長的射電干涉儀。二十世紀五十年代初﹐這種定位的精度只有1左右﹐到六十年代提高到幾角秒。六十年代末創建的甚長基線干涉儀﹐對一些河外緻密射電源的定位精度﹐可以達到千分之幾角秒﹐而且還在繼續提高。

成像

射電天文中的成像和光學天文中的天體照相一樣﹐是研究天體結構的基該方法。原則上用射電望遠鏡對天空的一個區域逐點掃描﹐就可以得到天體的射電圖像。六十年代以後發展起來的綜合孔徑射電望遠鏡系統﹐套用測量圖像分布的空間頻譜的原理來描繪天體圖像﹐取得了很大成功。七十年代末﹐一些在厘米波段工作的綜合孔徑系統可以分辨出 2角秒左右的細節。這個成果已不亞於地面上一般的光學望遠鏡（地面光學觀測受到地球大氣的影響﹐成像的清晰程度也只能達到1～2角秒）。

射電天文方法基本課題

射電天文方法的最根本的課題是﹕

發展大型天線系統

為了提高微弱天體信號的接收﹑定位和成像的能力﹐要求天線系統有很大的接收面積﹐很高的分辨本領和準確跟蹤天體的能力。到七十年代末為止﹐大體上是沿著三個不同途徑發展的。

經典形式的旋轉拋物面天線放在可以沿兩個軸轉動的座架上（這實際上是最常見的雷達天線的翻版）。這種形式有集中的面積﹐並可適用於比較寬闊的波段﹐也比較容易進行機械跟蹤和掃描。主要問題在於機械結構與精度要求上的矛盾。在應力變形和溫度變形的條件下﹐必須將拋物面精度保持在波長的十幾分之一（例如﹐工作在3厘米波長的拋物面﹐公差和變形就要保持在2毫米以內）﹐所以工作波長愈短﹐精度要求就愈高﹔天線愈大﹐保持精度造價就要增加八﹑九倍。這種情況就使得天線很難超過一定的尺寸。一個合理的尺寸﹐取決於當時的工藝水平。五十年代中﹐英國製成直徑76米的天線﹐曾獨步一時﹐但是由於拋物面的精度不足﹐工作波長只能達幾十厘米。七十年代末﹐直徑25米左右﹑工作波長到1厘米上下的天線已能成批生產﹐目前投入天文觀測的不下五﹑六十面。一些大型拋物面天線﹐如果考慮到專業用途﹐在設計上採取適當的限制也可以取得較好較省的效果。六十年代初澳大利亞建立的64米直徑的天線﹐在設計上考慮到犧牲一部分有效跟蹤範圍﹐並在選址上考慮到是一個比較成功的例子。大型拋物面天線的一個重大革新﹐是六十年代提出的所謂保形設計的概念。它避開了習用的單純靠增強機械結構來減少應力變形的辦法﹐而採取了有控制地產生變形的方針﹐使得在應力條件改變時（例如仰角改變）﹐拋物面各個支撐部分的結構組件按設計要求而變形﹐其總的結果是使原來的拋物面有規則地變成為焦距不同的另一個拋物面。從使用的角度來說﹐只需要把放在拋物面焦點上的器件（所謂照明器）挪動一個適當的位置﹐就可以保持有效的接收電波的能力。而這種挪動可以通過自動控制﹐做到準確而及時。很明顯﹐這種設計將大大降低對構件剛度的要求﹐從而大大降低了造價。德意志聯邦共和國在七十年代初投入使用的 100米直徑天線（工作到短厘米波）是保形設計的一次成功的嘗試。

固定反射面天線

將主要擔任收集電波的反射面製成一個附著地面固定不動的結構﹐從而減少了加工難度﹐排除了應力變形。這樣的系統可以把面積做得很大﹐例如﹐在厘米波段上﹐美國的長110米﹑高20米的帶形拋物面﹐法國的長300米﹑高35米的帶形拋物面﹐以及美國的直徑 305米的球形反射面系統等﹐都是屬於這個類型。但是﹐這類望遠鏡由於結構固定而存在跟蹤觀測能力差的弱點。大型的米波（以及長分米波）天線陣﹐也是固定結構的米爾斯十字﹐由十字交叉的兩個天線陣組成。澳大利亞﹑蘇聯﹑義大利﹑美國的這類系統﹐陣長達一﹑二公里。它們的接收面積都很大﹐但是波長範圍較窄﹐跟蹤範圍也比較有限。

組合天線系統

這可以說是當前射電天文手段的主流。從一開始﹐射電望遠鏡最大的一個困難就是分辨本領不高。一個分辨本領差的射電望遠鏡儘管可以收到天體的電波﹐卻不能精確地定出它的位置﹐更不能辨認出它的形狀。一架望遠鏡的分辨本領取決於它的尺寸和所用的波長。尺寸愈大﹐波長愈短﹐分辨本領就愈高。由於無線電的波長比光波的長得多﹐一架工作在米波段的射電望遠鏡﹐如果要取得和最原始的光學望遠鏡相同的分辨本領﹐煜叱嘰緹捅匭氪蟮?00公里。製造這樣大的天線是不現實的。提高分辨本領的一個成功的方法﹐是使用前面提到的在四十年代末期開始創製的射電干涉儀。最簡單的干涉儀是由兩面不一定都是很大的天線組成的。兩面天線之間的距離可以很長﹐從而提供所需的大尺寸。把兩個天線同時收到的天體信號連到一塊處理﹐在一定條件下便可以測出射電源的位置和角徑。前面說過﹐用這種方法已經取得了極其精確的定位結果﹐在這方面甚長基線干涉儀的成就更高。不過﹐簡單的干涉儀不能解決辨別射電源的形狀和細節的問題﹐而由許多干涉儀組合起來的綜合孔徑系統則做到了這一點利用了對天體圖像空間頻譜測定的方法。天體圖像﹐也和一般的其他圖像一樣﹐表現為二維的亮度分布圖﹐或表示為二維亮度分布函式。這種函式可以展開為各個不同頻率的正餘弦分量之和。一副干涉儀的觀測結果﹐恰好是給出了天體亮度分布函式的一個正餘弦分量的幅度﹐即天體亮度分布的空間頻譜的一個分量。如果有選擇地進行大量的不同排列的干涉儀觀測﹐通過處理﹐就可以得到天體的亮度分布圖。

干涉儀“排列”

指的是構成一副干涉儀的兩面天線之間的基線間距和取向。由於絕大部分的射電天體在至少是幾天或幾個月的時間內亮度分布不變﹐因此﹐各種排列的干涉儀觀測﹐可以允許在不同時間內進行﹐而不影響結果。這樣﹐如果我們有兩面天線﹐把其中一面放在可以移動的座架上（一般是在鐵軌上）﹐通過移動座架便可以得到間距不同的基線排列。如果按設計依次變動基線間距﹐進行干涉儀觀測﹐然後把所有的觀測結果綜合起來處理﹐則我們只要用兩面天線便可以代替許多副干涉儀﹐由於干涉儀的基線隨著地球的自轉而轉動﹐因此﹐從射電天體的方向看﹐基線的取向每半天將變動 180°。這種取向的變動形成了大量的不同排列。這樣﹐原則上只要有兩面放在一直線上的天線﹐通過改變基線距離和利用地球自轉﹐便可以得到大量的﹑不同排列的干涉儀的觀測結果。當然﹐僅僅用兩面天線將需要作許多次觀測（每次完成一種基線間距的觀測）﹐總的觀測時間會拖得很長。因此﹐通常需要多用一些天線以縮短觀測周期。如荷蘭的系統最初用了12面天線﹔英國的“5公里”系統用了 8面天線﹔澳大利亞的系統可以用到六十幾面美國將於1981年完成的Y型系統用 27面天線。這些綜合孔徑射電望遠鏡用半天到幾天的時間便能取得一輻射電天圖（相當於光學上一張天體照片）。對細節的分辨本領﹐相當於一面直徑為最長基線間距的天線。例如﹐英國的“5公里”系統的最長基線為5公里。它的分辨本領就相當於一面長達 5公里直徑的天線。綜合孔徑系統的創立為射電天文方法打開了一個嶄新的局面。象綜合孔徑這一類組合天線系統的發展﹐與逐步增大的單個天線是相輔相成的。一個合理的系統應當是在現實的條件下把天線做得足夠大﹐同時套用組合的方法把多個天線聯合起來使用（可以是同樣大的天叩淖楹烯o也可以是少數巨大天線和多數較小天線的組合）﹐以取得高分辨本領和大接收面積。

發展高靈敏度接收機系統

接收機的主要作用是把微弱的射電信號放大﹐以便於檢測。接收機的靈敏度取決於它的第一級放大器本身的噪聲。噪聲的度量常常用絕對溫度單位（理想的無噪聲情況相當於絕對溫度零度）。如果噪聲太大﹐微弱的信號會淹沒在噪聲里﹐以致於無法辨認。隨著放大器器件的發展與更新﹐射電天文接收機也獲得了不斷的發展與提高。六十年代里﹐低噪聲放大器已經有了很高的水平。如厘米波（以至短分米?段的量子放大器和參量放大器等器件﹐用液態氦冷卻時﹐噪聲溫度可以分別降至絕對溫度4K到 20～30K。只是由於液態氦耗費太大﹐供應也有困難﹐而量子放大器的頻頻寬度又比較窄﹐所以﹐當時大部分射電望遠鏡採用了液態氮冷卻方法﹐或是採用在常溫下工作的參量放大器﹐噪聲溫度約為50～100K。七十年代中氦制冷機廣泛推廣﹐製冷操作方便﹐用氦節約。同時也製成寬頻帶的量子放大器。這些方法使短厘米波和較長一些的波段上的放大器都可達到小於 30K的低噪聲。接收機器件並不是唯一的噪聲來源。在米波段和分米波段﹐天空背景的噪聲占有頗大分量﹐超過接收機由於已經有了噪聲很低的接收機﹐解決和限制天線和傳輸器件所引進或產生的噪聲就成為一個重要的課題。

天文工作要求儘可能測到微弱的天體信號。五十年代就已經研製成功了探測出比噪聲弱千萬倍信號的射電天文接收機。

發展高效率的處理和記錄系統

上述接收機系統把天體傳來的射電信號放大後﹐經過變頻﹐把信號頻率降低到中頻﹐一般為幾十或幾百兆赫﹐然後通過中頻放大﹑檢波﹐變成可供終端處理和記錄設備使用的電壓信號。儘管接收機的種類很多﹐有的象綜合孔徑用的和測量譜線用的系統還往往非常複雜﹐但是它們的基本原理和主要要求還是有許多共同之處。六十年代開始﹐幾個重要門類的射電天文接收機﹐通過把中頻信號數位化﹐極大地簡化了工程結構﹐提高了可靠性﹐增加了靈活性。這種技術正隨著微處理機的發展而日趨完善。接收機內部的許多操作﹐如綜合孔徑系統的大量“乘法”和“遲延”線路﹐都可以由可靠的數位技術來執行﹐而線路中的自動調整﹑控制和檢測等功能也都能由電子計算機或專用硬體直接完成。七十年代以來﹐由於小型電子計算機的迅速普及﹐大型射電望遠鏡或大型組合天線系統的輸出﹐一般都直接送入計算機進行初步處理﹐並把數據儲存在磁帶或磁碟中。進一步的處理則由大型計算機或專用的中﹑小型計算機擔任﹐所得的結果以圖或表的方式記錄下來。隨著計算機﹑微處理機的不斷提高與普及﹐分布在愈來愈寬闊的地區範圍﹐以獲得愈來愈高的性能。由此而牽涉到的大量的誤差改正（如天線安裝誤差等等的改正）﹐以及各種干擾（如地球大氣影響）的排除等等﹐也都可以由計算機處理。從六十年代以來的發展趨勢看﹐建立這種規模更大﹑結構更複雜的組合射電望遠鏡系統﹐前景絕不是可望而不可即的。至於把計算機用在天線或天線組合的控制和用在觀測程式的自動化上﹐在七十年代已經相當普遍﹐不久將會成為常規的套用方法。

其它

上面介紹了當前射電天文方法中的主要問題。有一些分支﹐特別是雷達天文方法和空間射電天文﹐由於手段的不同﹐方法的發展也因之而異。前者主要移植了雷達技術﹐但是在天文套用上﹐強調了大功率發射和長時延弱回波的處理。後者的發展﹐迄今主要集中在地面上接收不到的長波段的星載天線的設計（例如美國“射電天文探險者”衛星上的從幾百千赫到十餘兆赫的系統）﹐以及利用月球進行掩蝕觀測以提高解析度等。

發展

起源

1931～1932 年。美國無線電工程師央斯基在研究長途電訊干擾時偶然發現存在來自銀心方向的宇宙無線電波。1940年，雷伯在美國用自製的直徑9.45米、頻率162兆赫的拋物面型射電望遠鏡證實了央斯基的發現，並測到了太陽以及其他一些天體發出的無線電波。

第二次世界大戰中，英國的軍用雷達接收到太陽發出的強烈無線電輻射，表明超高頻雷達設備適合於接收太陽和其他天體的無線電波。戰後，一些雷達科技人員，把雷達技術套用於天文觀測，揭開了射電天文學發展的序幕。

發展階段

到了二十世紀七十年代，雷伯首創的那種拋物面型射電望遠鏡的“後代”，已經發展成現代的大型技術設備。其中名列前茅的如德意志聯邦共和國埃費爾斯貝格的射電望遠鏡，直徑達100米，可以工作到短厘米波段。這種大型設備配上各種高靈敏度接收機，便可以在各個波段探測到極其微弱的天體無線電波。

對於研究射電天體來說，測到它的無線電波只是一個最基本的要求。我們還可以套用頗為簡單的原理，製造出射電頻譜儀和射電偏振計，用以測量天體的射電頻譜和偏振。研究射電天體的進一步的要求是精測它的位置和描繪它的圖像。

一般說來，只有把射電天體的位置測準到幾角秒，才能夠較好地在光學照片上認出它所對應的天體，從而深入了解它的性質。為此，就必須把射電望遠鏡造得很大，比如說，大到好幾公里。這必然會帶來機械製造上很大的困難。因此，人們曾認為射電天文在測位和成像上難以與光學天文相比。可是，五十年代以後，射電望遠鏡的發展，特別是射電干涉儀（由兩面射電望遠鏡放在一定距離上組成的系統）的發展，使測量射電天體位置的精度穩步提高。

五十年代到六十年代前期，在英國劍橋，利用許多具射電干涉儀構成了“綜合孔徑”系統，並且用這種系統首次有效地描繪了天體的精細射電圖像。接著，荷蘭、美國、澳大利亞等國也相繼發展了這種設備。到七十年代後期，工作在短厘米波段的綜合孔徑系統所取得的天體射電圖像細節精度已達2"，可與地面上的光學望遠鏡拍攝的照片媲美。

射電干涉儀的套用還導致了六十年代末甚長基線干涉儀的發明。這種干涉儀的兩面射電望遠鏡之間距離長達幾千公里，乃至上萬公里。用它測量射電天體的位置，已能達到千分之幾角秒的精度。七十年代中，在美國完成了多具甚長基線干涉儀的組合觀測，不斷取得重要的結果。

套用射電天文手段觀測到的天體，往往與天文世界中能量的進發有關：規模最“小”的如太陽上的局部爆發、一些特殊恆星的爆發，較大的如晚期恆星的爆炸，更大的如星系核的爆發等等，都有強烈的射電反應。而在宇宙中能量進發員劇烈的天體，包括射電星系和類星體，每秒鐘發出的無線電能量估計可達太陽全部輻射的一千億倍乃至百萬億倍以上。

這類天體有的包含成雙的射電源，有的伸展到周圍很遠的空間。有些處在核心位置的射電雙源，以視超光速的速度相背飛離。這些發現顯然對於研究星系的演化具有重大的意義。高能量的河外射電天體，即使處在非常遙遠的地方，也可以用現代的射電望遠鏡觀測到。這使得射電天文學探索到的宇宙空間達到過去難以企及的深處。

這一類宇宙無線電波都屬於“非熱輻射”，有別於光學天文中常見的熱輻射。對於星系和類星體的非熱輻射的主要起因，是大量電子以接近於光速的速度在磁場中的運動。許多觀測事實都支持這種見解。但是，這些射電天體如何產生並不斷釋放這樣巨大的能量，而這種能量如何激起大量近於光速的電子，則是當前天文學和物理學中需要解決的重大課題。

天體無線電波還可能來自其他種類的非熱輻射。日冕中電漿波轉化成的電漿輻射就是一例。而在光學天文中所熟悉的那些輻射，也同樣能夠在無線電波段中產生，例如，太陽上的電離大氣以及銀問系的電離氫區所發出的熱輻射，都是理論上預計到的。微波背景的2.7K熱輻射，雖然是一個驚人的發現，但它的機制卻是眾所熟知的。

重要發展

光譜學在現代天文中的決定性作用，促使人們尋求無線電波段的天文譜線。五十年代初期，根據理論計算，測到了鋁河系空間中性氫2l厘米譜線。後來，利用這條譜線進行探測，大大增加了我們對於銀河繫結構（特別是旋臂結構）和一些河外星繫結構的知識。氫譜線以外的許多射電天文譜線是最初沒有料到的，1963年測到了星際羥基的微波譜線，六十年代末又陸續發現了氨、水和甲醛等星際分子射電譜線。

在二十世紀七十年代，主要依靠毫米波（以及短厘米波）射電天文手段發現的星際分子迅速增加到五十多種，所測到的分子結構愈加複雜，有的鏈長超過l0個原子。這些分子大部分集中在星雲中。它們的分布，有的反映了銀河系的大尺度結構，有的則與恆星的起源有關。研究這些星際分子，對於探索宇宙空間條件下的化學反應將有深刻影響。

近幾十年來，隨著觀測手段的不斷革新，射電天文學在多個層次中發現的天體射電現象，不僅是光學天文的補充，而且常常超出原來的想像，開闢出許多新的研究領域。