射电天文观测基地

4.射电望远镜

射电望远镜是指观测和研究来自天体的射电波的基本设备﹐可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。包括收集射电波的定向天线，放大射电信号的高灵敏度接收机，信息记录、处理和显示系统等。

射电望远镜的外形差别很大，有固定在地面的单一口径的球面射电望远镜，有能够全方位转动的类似卫星接收天线的射电望远镜，有射电望远镜阵列，还有金属杆制成的射电望远镜。

射电望远镜

射电望远镜诞生于1931年，美国贝尔实验室用天线阵接收到了来自银河系中心的无线电波。随后美国人雷伯在自家的后院建造了一架口径9.5米的天线。并在1939年接收到了来自银河系中心的无线电波，同时根据观测结果绘制出了一张射电天文图，射电天文从此诞生。雷伯使用的那架天线是世界上第一架专门用于天文观测的射电望远镜。

经典射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相似，投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦。因此，射电望远镜天线大多是抛物面。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不大于λ/16～λ/10，该望远镜一般就能在波长大于λ的射电波段上有效地工作。对米波或长分米波观测，可以用金属网作镜面；而对厘米波和毫米波观测，则需用光滑精确的金属板作镜面。从天体投射并汇集到望远镜焦点的射电波，必须达到一定的功率电平，才能为接收机所检测。目前的检测技术水平要求最弱的电平一般应达10~20瓦。射频信号功率首先在焦点处放大10～1000倍，并变换成较低频率，然后用电缆将其传送至控制室，在那里再进一步放大、检波，最后以适于特定研究的方式进行记录、处理和显示。

射电望远镜

天线收集天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录、显示的形式，终端设备把信号记录下来，并按特定的要求进行某些处理然后显示出来。表征射电望远镜性能的基本指标是空间分辨率和灵敏度，前者反映区分两个天球上彼此靠近的射电点源的能力，后者反映探测微弱射电源的能力。射电望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏度。

1962年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的赖尔发明了综合孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。其基本原理是：用相隔两地的两架射电望远镜接收同一天体的无线电波，两束波进行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口径相当于两地之间的距离那么远的单口径的射电望远镜。赖尔因此获得了诺贝尔物理奖。

20世纪60年代，天文学家取得了四项非常重要的发现，他们用射电望远镜发现了：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子。这在历史上具有重大意义。