关于射电天文方法介绍

[拼音]：shedian tianwen fangfa

[外文]：methods of radio astronomy

利用无线电技术接收、测量和分析天体无线电波以研究天体的一种手段。

射电观测工具

射电天文的观测工具是射电望远镜。安装在地面上的射电望远镜工作波长大约从不及 1毫米到30米左右。射电望远镜的结构可以分为天线、接收机和终端记录设备三个部分。天线对准所要观测的天体，汇集它投来的无线电波，接收机把无线电波的功率放大，成为可供记录的信号，然后由终端记录处理系统处理信息，并用图、表或其他方式显示出来。为了研究极其微弱而又复杂多变的天体射电，射电望远镜需要有非常庞大的天线系统、极其灵敏的接收机和精确的终端记录设备。天体的无线电频谱和偏振反映出天体的物理本质。通常用不同波段的各种天线配以各种频率的接收机来测量天体的频谱分布。此外，还用各种类型的偏振计和谱线接收机来测量天体无线电波的偏振和谱线。

天体的精确位置是天文研究的基本资料。精确测定射电天体的位置，以编制射电天图和射电源表，是射电天文的一项基本工作。在这项工作中，一个重要的方面是：根据精确测定的射电源位置，证认出与之相应的光学天体，用以开展光学、无线电以及其他波段对同一目标的联合研究（见射电源的光学证认）。射电天体的精确定位，需要使用大型射电望远镜或基线较长的射电干涉仪。二十世纪五十年代初，这种定位的精度只有1′左右，到六十年代提高到几角秒。六十年代末创建的甚长基线干涉仪，对一些河外致密射电源的定位精度，可以达到千分之几角秒，而且还在继续提高。

射电天文中的成像和光学天文中的天体照相一样，是研究天体结构的基本方法。原则上用射电望远镜对天空的一个区域逐点扫描，就可以得到天体的射电图像。六十年代以后发展起来的综合孔径射电望远镜系统，应用测量图像分布的空间频谱的原理来描绘天体图像，取得了很大成功。七十年代末，一些在厘米波段工作的综合孔径系统可以分辨出 2角秒左右的细节。这个成果已不亚于地面上一般的光学望远镜（地面光学观测受到地球大气的影响，成像的清晰程度也只能达到1～2角秒）。

基本课题

射电天文方法的最根本的课题是：

为了提高微弱天体信号的接收、定位和成像的能力，要求天线系统有很大的接收面积，很高的分辨本领和准确跟踪天体的能力。到七十年代末为止，大体上是沿着三个不同途径发展的。

（1）经典形式的旋转抛物面天线放在可以沿两个轴转动的座架上(这实际上是最常见的雷达天线的翻版)。这种形式有集中的面积，并可适用于比较宽阔的波段，也比较容易进行机械跟踪和扫描。主要问题在于机械结构与精度要求上的矛盾。在应力变形和温度变形的条件下，必须将抛物面精度保持在波长的十几分之一（例如，工作在3厘米波长的抛物面，公差和变形就要保持在2毫米以内），所以工作波长愈短，精度要求就愈高;天线愈大，保持精度就愈困难。天线的直径如果增大一倍，造价就要增加八、九倍。这种情况就使得天线很难超过一定的尺寸。一个合理的尺寸，取决于当时的工艺水平。五十年代中，英国制成直径76米的天线，曾独步一时，但是由于抛物面的精度不足，工作波长只能达几十厘米。七十年代末，直径25米左右、工作波长到1厘米上下的天线已能成批生产，目前投入天文观测的不下五、六十面。一些大型抛物面天线，如果考虑到专业用途，在设计上采取适当的限制也可以取得较好较省的效果。六十年代初澳大利亚建立的64米直径的天线，在设计上考虑到牺牲一部分有效跟踪范围，并在选址上考虑到降低风力的影响，便是一个比较成功的例子。大型抛物面天线的一个重大革新，是六十年代提出的所谓保形设计的概念。它避开了习用的单纯靠增强机械结构来减少应力变形的办法，而采取了有控制地产生变形的方针，使得在应力条件改变时（例如仰角改变），抛物面各个支撑部分的结构组件按设计要求而变形，其总的结果是使原来的抛物面有规则地变成为焦距不同的另一个抛物面。从使用的角度来说，只需要把放在抛物面焦点上的器件（所谓照明器）挪动一个适当的位置，就可以保持有效的接收电波的能力。而这种挪动可以通过自动控制，做到准确而及时。很明显，这种设计将大大降低对构件刚度的要求，从而大大降低了造价。德意志联邦共和国在七十年代初投入使用的 100米直径天线（工作到短厘米波）是保形设计的一次成功的尝试。

（2）固定反射面天线，将主要担任收集电波的反射面制成一个附着地面固定不动的结构，从而减少了加工难度，排除了应力变形。这样的系统可以把面积做得很大，例如，在厘米波段上，美国的长110米、高20米的带形抛物面，法国的长300米、高35米的带形抛物面，以及美国的直径 305米的球形反射面系统等，都是属于这个类型。但是，这类望远镜由于结构固定而存在跟踪观测能力差的弱点。大型的米波（以及长分米波）天线阵，也是固定结构的一种类型。用得最多的是米尔斯十字，由十字交叉的两个天线阵组成。澳大利亚、苏联、意大利、美国的这类系统，阵长达一、二公里。它们的接收面积都很大，但是波长范围较窄，跟踪范围也比较有限。

（3）组合天线系统，这可以说是当前射电天文手段的主流。从一开始，射电望远镜最大的一个困难就是分辨本领不高。一个分辨本领差的射电望远镜尽管可以收到天体的电波，却不能精确地定出它的位置，更不能辨认出它的形状。一架望远镜的分辨本领取决于它的尺寸和所用的波长。尺寸愈大，波长愈短，分辨本领就愈高。由于无线电的波长比光波的长得多，一架工作在米波段的射电望远镜，如果要取得和最原始的光学望远镜相同的分辨本领，天线尺寸就必须大到100公里。制造这样大的天线是不现实的。提高分辨本领的一个成功的方法，是使用前面提到的在四十年代末期开始创制的射电干涉仪。最简单的干涉仪是由两面不一定都是很大的天线组成的。两面天线之间的距离可以很长，从而提供所需的大尺寸。把两个天线同时收到的天体信号连到一块处理，在一定条件下便可以测出射电源的位置和角径。前面说过，用这种方法已经取得了极其精确的定位结果，在这方面甚长基线干涉仪的成就更高。不过，简单的干涉仪不能解决辨别射电源的形状和细节的问题，而由许多干涉仪组合起来的综合孔径系统则做到了这一点。在综合孔径方法中，利用了对天体图像空间频谱测定的方法。天体图像，也和一般的其他图像一样，表现为二维的亮度分布图，或表示为二维亮度分布函数。这种函数可以展开为各个不同频率的正余弦分量之和。一副干涉仪的观测结果，恰好是给出了天体亮度分布函数的一个正余弦分量的幅度，即天体亮度分布的空间频谱的一个分量。如果有选择地进行大量的不同排列的干涉仪观测，通过处理，就可以得到天体的亮度分布图。

这里所说的干涉仪“排列”，指的是构成一副干涉仪的两面天线之间的基线间距和取向。由于绝大部分的射电天体在至少是几天或几个月的时间内亮度分布不变，因此，各种排列的干涉仪观测，可以允许在不同时间内进行，而不影响结果。这样，如果我们有两面天线，把其中一面放在可以移动的座架上(一般是在铁轨上)，通过移动座架便可以得到间距不同的基线排列。如果按设计依次变动基线间距，进行干涉仪观测，然后把所有的观测结果综合起来处理，则我们只要用两面天线便可以代替许多副干涉仪，取得综合孔径方法所需要的所有资料。同时，由于干涉仪的基线随着地球的自转而转动，因此，从射电天体的方向看，基线的取向每半天将变动 180°。这种取向的变动形成了大量的不同排列。这样，原则上只要有两面放在一直线上的天线，通过改变基线距离和利用地球自转，便可以得到大量的、不同排列的干涉仪的观测结果。当然，仅仅用两面天线将需要作许多次观测（每次完成一种基线间距的观测），总的观测时间会拖得很长。因此，通常需要多用一些天线以缩短观测周期。如荷兰的系统最初用了12面天线;英国的“5公里”系统用了 8面天线；澳大利亚的系统可以用到六十几面天线；美国将于1981年完成的Y型系统用 27面天线。这些综合孔径射电望远镜用半天到几天的时间便能取得一幅射电天图（相当于光学上一张天体照片）。对细节的分辨本领，相当于一面直径为最长基线间距的天线。例如，英国的“5公里”系统的最长基线为5公里。它的分辨本领就相当于一面长达 5公里直径的天线。综合孔径系统的创立为射电天文方法打开了一个崭新的局面。象综合孔径这一类组合天线系统的发展，与逐步增大的单个天线是相辅相成的。一个合理的系统应当是在现实的条件下把天线做得足够大，同时应用组合的方法把多个天线联合起来使用（可以是同样大的天线的组合，也可以是少数巨大天线和多数较小天线的组合），以取得高分辨本领和大接收面积。

接收机的主要作用是把微弱的射电信号放大，以便于检测。接收机的灵敏度取决于它的第一级放大器本身的噪声。噪声的度量常常用绝对温度单位(理想的无噪声情况相当于绝对温度零度)。如果噪声太大，微弱的信号会淹没在噪声里，以致于无法辨认。随着放大器器件的发展与更新，射电天文接收机也获得了不断的发展与提高。六十年代里，低噪声放大器已经有了很高的水平。如厘米波(以至短分米波)段的量子放大器和参量放大器等器件，用液态氦冷却时，噪声温度可以分别降至绝对温度4K到 20～30K。只是由于液态氦耗费太大，供应也有困难，而量子放大器的频带宽度又比较窄，所以，当时大部分射电望远镜采用了液态氮冷却方法，或是采用在常温下工作的参量放大器，噪声温度约为50～100K。七十年代中氦制冷机广泛推广，制冷 *** 作方便，用氦节约。同时也制成宽频带的量子放大器。这些方法使短厘米波和较长一些的波段上的放大器都可达到小于 30K的低噪声。接收机器件并不是唯一的噪声来源。在米波段和分米波段，天空背景的噪声占有颇大份量，超过接收机的噪声。而在厘米波段，由于已经有了噪声很低的接收机，解决和限制天线和传输器件所引进或产生的噪声就成为一个重要的课题。

天文工作要求尽可能测到微弱的天体信号。五十年代就已经研制成功了探测出比噪声弱千万倍信号的射电天文接收机。

上述接收机系统把天体传来的射电信号放大后，经过变频，把信号频率降低到中频，一般为几十或几百兆赫，然后通过中频放大、检波，变成可供终端处理和记录设备使用的电压信号。尽管接收机的种类很多，有的象综合孔径用的和测量谱线用的系统还往往非常复杂，但是它们的基本原理和主要要求还是有许多共同之处。六十年代开始，几个重要门类的射电天文接收机，通过把中频信号数字化，极大地简化了工程结构，提高了可靠性，增加了灵活性。这种技术正随着微处理机的发展而日趋完善。接收机内部的许多 *** 作，如综合孔径系统的大量“乘法”和“迟延”线路，都可以由可靠的数字技术来执行，而线路中的自动调整、控制和检测等功能也都能由电子计算机或专用硬件直接完成。七十年代以来，由于小型电子计算机的迅速普及，大型射电望远镜或大型组合天线系统的输出，一般都直接送入计算机进行初步处理，并把数据储存在磁带或磁盘中。进一步的处理则由大型计算机或专用的中、小型计算机担任，所得的结果以图或表的方式记录下来。随着计算机、微处理机的不断提高与普及，处理多路系统大量信息的能力正在不断提高。这意味着射电望远镜的设计将允许使用愈来愈多的天线单元，分布在愈来愈宽阔的地区范围，以获得愈来愈高的性能。由此而牵涉到的大量的误差改正（如天线安装误差等等的改正），以及各种干扰(如地球大气影响)的排除等等，也都可以由计算机处理。从六十年代以来的发展趋势看，建立这种规模更大、结构更复杂的组合射电望远镜系统，前景绝不是可望而不可即的。至于把计算机用在天线或天线组合的控制和用在观测程序的自动化上，在七十年代已经相当普遍，不久将会成为常规的应用方法。

上面介绍了当前射电天文方法中的主要问题。有一些分支，特别是雷达天文方法和空间射电天文，由于手段的不同，方法的发展也因之而异。前者主要移植了雷达技术，但是在天文应用上，强调了大功率发射和长时延弱回波的处理。后者的发展，迄今主要集中在地面上接收不到的长波段的星载天线的设计（例如美国“射电天文探险者”卫星上的从几百千赫到十余兆赫的系统），以及利用月球进行掩食观测以提高分辨率等。

参考书目

1. M.L.Meeks ed.，Methods of Experimental Physics，Vol.12，Part B，Part C，Academic Press，New York，1976.