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综合孔径射电望远镜
综合孔径射电望远镜（aperture synthesis radiotelescope）
一种具有高空间分辨率、高灵敏度、能够成像、适合于探测强度不变射电源的射电望远镜。基本工作原理是：地面上一条固定基线的相关干涉仪能观测到天体亮度分布的一个傅里叶分量，改变基线的空间指向或基线的长度，得一系列天体亮度分布的傅里叶分量，综合这些观测结果，作傅里叶反变换就可获得天体的亮度分布，即天体的射电图像。利用地球自转去改变地面固定基线在空间的指向来实现综合的要求，称为地球自转综合。既改变基线长度或指向又结合地球自转效应来实现综合称为超综合。综合孔径射电望远镜的空间分辨率取决于观测中所用的最长基线。它探测微弱天体能力的指标——灵敏度则取决于各个天线的总接收面积。它的研制成功，在射电观测技术乃至射电天文学发展中是一项重大突破。
综合孔径射电望远镜原理
为了提高射电望远镜的分辨率，赖尔开始研制射电干涉仪。最简单的干涉仪是由两面天线组成，相距一定距离的天线放置在东西方向的基线上，用长度相等的传输线把各自收到的信号送到接收机进行相加。来自“射电点源”的单频信号不能同时到达两面天线，要相差一段路程。若这段路程差正好是半波长的偶数倍，两面天线接收到的信号相加是同相相加，信号增强。若路程差为半波长的奇数倍，信号相互抵消。天体的周日运动导致达到两面天线的路程差在不断的变化，信号到达两面天线的相位差不断地变化，接收机的输出呈现强弱相间的周期性变化，形成干涉图形。对干涉仪来说，分辨角的公式依然是q=1.22l/d，这里的d已不是单个天线的直径，而是两面天线之间的距离了。
双射电干涉仪的最大缺陷是只能有较高的一维分辨率，因此不能成像。1952年赖尔提出“孔径综合”的概念和技术，以此逐步解决了高分辨率和成像能力等难题。综合孔径望远镜是一种化整为零的射电望远镜。其原理并不复杂，最少可用两面天线组成一个“等效大天线”，如左边第二张图下面的大圆，天线A固定，天线B可以移动，逐次放到“等效大天线”的各个位置，每放一个地方进行一次射电干涉测量。同样，也可以由许多天线来组成等效天线，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。不管何种结构，要求测量时得到“等效大天线”上所有方向和各种距离间隔上的相关信号。把这些各种间距取向的干涉仪测量资料通过数学上的傅里叶变换计算就可以获得天空射电亮度的二维分布，也就是被观测天区的射电源图像。综合孔径射电望远镜的最大优点是不需要制造口径特别大的天线，但却需要进行多次测量，以及大量的数学运算。
后来赖尔发现，利用地球自转的效应可以减少测量的次数。如果有放在北极附近的两个天线，地球自转一周，其中一个天线将绕着另一个天线描绘出一个圆路径（左边第二张图中的大圆）。地球自转一周相当于把可移动天线逐次地放到“等效大天线”的各个方向上，只需解决沿东西方向上各个单元之间不同间距问题就行了。实际上，由于系统的对称性，只需要12小时的观测就能完成一组观测。
剑桥大学综合孔径射电望远镜
1954年布莱思按照赖尔提出的方案，建造了第一台综合孔径射电望远镜。它由一整排小单元组成一字形单元和一个可沿着一条垂直线移动38个不同位置的小单元组成，可以综合成一个相当于正方形“大天线”的综合孔径望远镜，能在波长为7.9米的波段上得到2.2度的分辨角。虽然，2.2度的分辨角不可能获得精细的射电分布图，但是，这一观测实验证实综合孔径新原理的正确性，意义非凡。从此，射电天文综合孔径时代开始了。
在20世纪50年代还没有储存容量足够大、计算速度足够快的计算机来完成观测资料的傅里叶变换。到了60年代，综合孔径射电望远镜的发展才有了可能，陆续建成了0.8、1.6和5千米基线的综合孔径射电望远镜。1960年赖尔和内维尔开始研制等效直径为1.6千米的综合孔径射电望远镜。这台综合孔径射电望远镜由3面直径18米的抛物面天线组成，其中2面固定在地面上的天线相距0.8千米，另1面天线放在长0.8千米的铁轨上，可以移动，结果得到了4.5角分的分辨率。这个实验的成功，证明了利用地球自转进行综合观测的方法是可行的，由于总的接收面积增加使望远镜的灵敏度提高达8倍之多。这台望远镜于1964年正式启用，用于普测射电天图和研究弱射电源，特别是射电星系的结构。
1971年剑桥大学建成了等效直径5千米的综合孔径望远镜，代表了当时最先进的设计水平。它由8面口径为13米的抛物面天线组成，排列在5千米长的东西基线上，4面天线固定，4面可沿铁轨移动。每观测12小时后，把可移动天线放到预先计算好的位置上再观测12小时，尔后再移动位置，直到获得所需要的各种不同的天线间距的测量值。计算机处理资料后便得到一幅观测天区的射电图。这台望远镜是专为绘制单个射电源的结构而设计的，除了它有更大的综合孔径以外，各个抛物面也更加精密，可在短至2厘米的波长上工作，结果得到的角分辨率为1角秒，这个分辨率已经可以和高山台站上的大型光学望远镜媲美了。
观测成果
剑桥大学在射电巡天发现射电源方面作出了重大的贡献，他们的编号为1C，2C，3C……的射电源表最为有名。大多数射电源都已获得光学认证。在对3C源进行光学认证的过程中，导致了被誉为20世纪60年代四大发现的类星体的发现。在得到射电展源的二维图像方面更是取得骄人的成果。最著名的要算5千米综合孔径射电望远望观测的天鹅座射电源的图像。这是一个由两个遥遥相对的射电展源组成的，在它们之间还有一个称之为星系核的致密点源。人们发现了一批这样的射电源，它们都是处在银河系之外的河外星系。综合孔径望远镜的发明把观测范围从大约10亿光年扩大到100～200亿光年，几乎达到宇宙的边界，或追溯到宇宙的初始时期。研究宇宙的演化就好像对宇宙进行考古，这对宇宙学的研究至关重要。剑桥大学5千米综合孔径射电望远镜给出了宇宙各个时期的“照片”，特别是早期的照片。一看就会明白，星系的分布是否变化。
赖尔发现射电源的数密度随距离的增加而增多，但当距离大到一定程度以后，射电源的数密度又开始减少，这说明星系只在宇宙演化的某一个阶段才会大量地产生。在100多亿年以前宇宙中的射电源比近期的射电源多得多，最多时可达到现在的1000多倍。这一观测证明宇宙是在随时间的推移而变化着的，今天的宇宙不同于过去的宇宙。赖尔的研究工作成为支持大爆炸宇宙学的重要观测事实。
在赖尔取得成功以后，综合孔径射电望远镜风靡全世界，至今仍具强劲的发展势头。其中最重要的是美国国家射电天文台的甚大阵天线（VLA），是当前最大的综合孔径射电望远镜，其最高分辨角为0.13角秒，已经优于地面上的大型光学望镜。另外澳大利亚、英国、荷兰和印度的综合孔径射电望镜都有独特的优点。留待以后介绍。
一种具有高空间分辨率、高灵敏度、能够成像、适合于探测强度不变射电源的射电望远镜。基本工作原理是：地面上一条固定基线的相关干涉仪能观测到天体亮度分布的一个傅里叶分量，改变基线的空间指向或基线的长度，得一系列天体亮度分布的傅里叶分量，综合这些观测结果，作傅里叶反变换就可获得天体的亮度分布，即天体的射电图像。利用地球自转去改变地面固定基线在空间的指向来实现综合的要求，称为地球自转综合。既改变基线长度或指向又结合地球自转效应来实现综合称为超综合。综合孔径射电望远镜的空间分辨率取决于观测中所用的最长基线。它探测微弱天体能力的指标——灵敏度则取决于各个天线的总接收面积。它的研制成功，在射电观测技术乃至射电天文学发展中是一项重大突破。
综合孔径射电望远镜原理
为了提高射电望远镜的分辨率，赖尔开始研制射电干涉仪。最简单的干涉仪是由两面天线组成，相距一定距离的天线放置在东西方向的基线上，用长度相等的传输线把各自收到的信号送到接收机进行相加。来自“射电点源”的单频信号不能同时到达两面天线，要相差一段路程。若这段路程差正好是半波长的偶数倍，两面天线接收到的信号相加是同相相加，信号增强。若路程差为半波长的奇数倍，信号相互抵消。天体的周日运动导致达到两面天线的路程差在不断的变化，信号到达两面天线的相位差不断地变化，接收机的输出呈现强弱相间的周期性变化，形成干涉图形。对干涉仪来说，分辨角的公式依然是q=1.22l/d，这里的d已不是单个天线的直径，而是两面天线之间的距离了。
双射电干涉仪的最大缺陷是只能有较高的一维分辨率，因此不能成像。1952年赖尔提出“孔径综合”的概念和技术，以此逐步解决了高分辨率和成像能力等难题。综合孔径望远镜是一种化整为零的射电望远镜。其原理并不复杂，最少可用两面天线组成一个“等效大天线”，如左边第二张图下面的大圆，天线A固定，天线B可以移动，逐次放到“等效大天线”的各个位置，每放一个地方进行一次射电干涉测量。同样，也可以由许多天线来组成等效天线，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。不管何种结构，要求测量时得到“等效大天线”上所有方向和各种距离间隔上的相关信号。把这些各种间距取向的干涉仪测量资料通过数学上的傅里叶变换计算就可以获得天空射电亮度的二维分布，也就是被观测天区的射电源图像。综合孔径射电望远镜的最大优点是不需要制造口径特别大的天线，但却需要进行多次测量，以及大量的数学运算。
后来赖尔发现，利用地球自转的效应可以减少测量的次数。如果有放在北极附近的两个天线，地球自转一周，其中一个天线将绕着另一个天线描绘出一个圆路径（左边第二张图中的大圆）。地球自转一周相当于把可移动天线逐次地放到“等效大天线”的各个方向上，只需解决沿东西方向上各个单元之间不同间距问题就行了。实际上，由于系统的对称性，只需要12小时的观测就能完成一组观测。
剑桥大学综合孔径射电望远镜
1954年布莱思按照赖尔提出的方案，建造了第一台综合孔径射电望远镜。它由一整排小单元组成一字形单元和一个可沿着一条垂直线移动38个不同位置的小单元组成，可以综合成一个相当于正方形“大天线”的综合孔径望远镜，能在波长为7.9米的波段上得到2.2度的分辨角。虽然，2.2度的分辨角不可能获得精细的射电分布图，但是，这一观测实验证实综合孔径新原理的正确性，意义非凡。从此，射电天文综合孔径时代开始了。
在20世纪50年代还没有储存容量足够大、计算速度足够快的计算机来完成观测资料的傅里叶变换。到了60年代，综合孔径射电望远镜的发展才有了可能，陆续建成了0.8、1.6和5千米基线的综合孔径射电望远镜。1960年赖尔和内维尔开始研制等效直径为1.6千米的综合孔径射电望远镜。这台综合孔径射电望远镜由3面直径18米的抛物面天线组成，其中2面固定在地面上的天线相距0.8千米，另1面天线放在长0.8千米的铁轨上，可以移动，结果得到了4.5角分的分辨率。这个实验的成功，证明了利用地球自转进行综合观测的方法是可行的，由于总的接收面积增加使望远镜的灵敏度提高达8倍之多。这台望远镜于1964年正式启用，用于普测射电天图和研究弱射电源，特别是射电星系的结构。
1971年剑桥大学建成了等效直径5千米的综合孔径望远镜，代表了当时最先进的设计水平。它由8面口径为13米的抛物面天线组成，排列在5千米长的东西基线上，4面天线固定，4面可沿铁轨移动。每观测12小时后，把可移动天线放到预先计算好的位置上再观测12小时，尔后再移动位置，直到获得所需要的各种不同的天线间距的测量值。计算机处理资料后便得到一幅观测天区的射电图。这台望远镜是专为绘制单个射电源的结构而设计的，除了它有更大的综合孔径以外，各个抛物面也更加精密，可在短至2厘米的波长上工作，结果得到的角分辨率为1角秒，这个分辨率已经可以和高山台站上的大型光学望远镜媲美了。
观测成果
剑桥大学在射电巡天发现射电源方面作出了重大的贡献，他们的编号为1C，2C，3C……的射电源表最为有名。大多数射电源都已获得光学认证。在对3C源进行光学认证的过程中，导致了被誉为20世纪60年代四大发现的类星体的发现。在得到射电展源的二维图像方面更是取得骄人的成果。最著名的要算5千米综合孔径射电望远望观测的天鹅座射电源的图像。这是一个由两个遥遥相对的射电展源组成的，在它们之间还有一个称之为星系核的致密点源。人们发现了一批这样的射电源，它们都是处在银河系之外的河外星系。综合孔径望远镜的发明把观测范围从大约10亿光年扩大到100～200亿光年，几乎达到宇宙的边界，或追溯到宇宙的初始时期。研究宇宙的演化就好像对宇宙进行考古，这对宇宙学的研究至关重要。剑桥大学5千米综合孔径射电望远镜给出了宇宙各个时期的“照片”，特别是早期的照片。一看就会明白，星系的分布是否变化。
赖尔发现射电源的数密度随距离的增加而增多，但当距离大到一定程度以后，射电源的数密度又开始减少，这说明星系只在宇宙演化的某一个阶段才会大量地产生。在100多亿年以前宇宙中的射电源比近期的射电源多得多，最多时可达到现在的1000多倍。这一观测证明宇宙是在随时间的推移而变化着的，今天的宇宙不同于过去的宇宙。赖尔的研究工作成为支持大爆炸宇宙学的重要观测事实。
在赖尔取得成功以后，综合孔径射电望远镜风靡全世界，至今仍具强劲的发展势头。其中最重要的是美国国家射电天文台的甚大阵天线（VLA），是当前最大的综合孔径射电望远镜，其最高分辨角为0.13角秒，已经优于地面上的大型光学望镜。另外澳大利亚、英国、荷兰和印度的综合孔径射电望镜都有独特的优点。留待以后介绍。
