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  • 射电望远镜

    射电望远镜是主要接收天体射电波段辐射的望远镜。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。目前射电天文学领域已经广泛应用长基线的干涉技术,将遍布全球的射电望远镜综合起来,获得了等效口径相当于地球直径量级的射电望远镜。美国建设了VLBA,欧洲建设了EVN,二者组成了国际VLBI网。

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    基本信息 编辑信息模块

    中文名: 射电望远镜 英文名: radio telescope
    作用: 观测、信息记录、处理 放大容量: λ/16~λ/10
    最弱电平: 10 ─20瓦 物理判断: 尺寸D 、波长λ
    • 尼摩船长2012年5月25日,南非政府宣布,欧洲南方天文台等机构组成的指导委员会当天作出决定,南非和澳大利亚将共同建设平方公里阵列天文望远镜项目。平方公里阵列天文望远镜项目是由来自全球20个国家的科学家们筹划建造的全世界最大规模的射电望远镜阵列。

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    简介/射电望远镜 编辑

    射电望远镜射电望远镜
    主要接收天体射电波段辐射的望远镜。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! 
      
    1931年,美国贝尔实验室的央斯基用天线阵接收到了来自银河系中心的无线电波。随后美国人格罗特·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,并且根据观测结果绘制了第一张射电天图。射电天文学从此诞生。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! 
      
    20世纪60年代天文学取得了四项非常重要的发现:脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子,被称为“四大发现”。这四项发现都与射电望远镜有关! 
      
    天文望远镜的极限分辨率取决于望远镜的口径和观测所用的波长。口径越大,波长越短,分辨率越高。由于无线电波的波长要远远大于可见光的波长,因此射电望远镜的分辨本领远远低于相同口径的光学望远镜,而射电望远镜的天线又不能无限做大。这在射电天文学诞生的初期严重阻碍了射电望远镜的发展。
      
    1960年,英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁·赖尔(Ryle)利用干涉的原理,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距离的单口径射电望远镜。赖尔因为此项发明获得1974年诺贝尔物理学奖! 

    简史/射电望远镜 编辑

    射电望远镜射电望远镜
    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,射电望远镜对射电天文学的发展起了关键的作用,比如:60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

    20世纪60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。

    70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。

    80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。

    目前射电天文学领域已经广泛应用长基线的干涉技术,将遍布全球的射电望远镜综合起来,获得了等效口径相当于地球直径量级的射电望远镜。美国建设了VLBA,欧洲建设了EVN,二者组成了国际VLBI网。

    基本原理/射电望远镜 编辑

    射电望远镜射电望远镜
    经典射电望远镜的基本原理是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(或镀膜)作镜面。从天体投射来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10~1﹐000倍﹐并变换成较低频率(中频),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。 

    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。

    结构/射电望远镜 编辑

    射电望远镜射电望远镜
    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。

    基本指标/射电望远镜 编辑

    世界最大射电望远镜落成世界最大射电望远镜落成

    射电天文所研究的对象﹐有太阳那样强的连续谱射电源﹐有辐射很强但极其遥远因而角径很小的类星体﹐有角径和流量密度都很小的恒星﹐也有频谱很窄﹑角径很小的天体微波激射源等。为了检测到所研究的射电源的信号﹐将它从邻近背景源中分辨出来﹐并进而观测其结构细节﹐射电望远镜必须有足够的灵敏度和分辨率。

    灵敏度

    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。那么,怎样提高射电望远镜的分辨率呢?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,才能让我们在射电波段"看"到更远,更清晰的宇宙天体。

    分辨率


    世界最大射电望远镜“天眼”在贵州安装世界最大射电望远镜“天眼”在贵州安装
    分辨率指的是区分两个彼此靠近的相同点源的能力﹐因为两个点源角距须大于天线方向图的半功率波束宽度时方可分辨﹐故宜将射电望远镜的分辨率规定为其主方向束的半功率宽。为电波的衍射所限﹐对简单的射电望远镜﹐它由天线孔径的物理尺寸D 和波长λ决定。

     

    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。

    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。

    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。

    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。

    类型介绍/射电望远镜 编辑

    (图)射电望远镜射电望远镜外观

    根据天线总体结构的不同,射电望远镜按设计要求可以分为连续和非连续孔径射电望远镜两大类。

    连续孔径

     主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜。

    非连续

    以干涉技术为基础的各种组合天线系统 世界最大射电望远镜 。20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜——甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜,前者具有极高的空间分辨率,后者能获得清晰的射电图像。世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米,安装在德国马克斯·普朗克射电天文研究所;世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵,安装在美国国立射电天文台。

     为了观测弱射电源的需要,射电望远镜必须有较大孔径,并能对射电目标进行长时间的跟踪或扫描。此外,还必须综合考虑设备的造价和工艺上的现实性。   按机械装置和驱动方式,连续孔径射电望远镜(它通常又是非连续孔径的基本单元)还可分为三种类型。

    全可转型或可跟踪型

    可在两个坐标转动,分为赤道式装置和地平式装置两种,如同在可跟踪抛物面射电望远镜中使用的。

    部分可转型

     可在一坐标(赤纬方向)转动,赤经方向靠地球自转扫描,又称中星仪式(见带形射电望远镜)。

    固定型

     主要天线反射面固定,一般用移动馈源(又称照明器)或改变馈源相位的方法。 正在建设中的射电望远镜   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。

    天文望远镜/射电望远镜 编辑

    射电望远镜射电望远镜
    射电望远镜射电望远镜
    射电望远镜射电望远镜
    天文学得研究对象是遥远的天体,从遥远天体发出的光,落到地球表面单位面积上是能量十分微弱,而人眼又有限,所以就有人开始制造天文望远镜,从1609年,由伽利略发明出第一台望远镜以来,至今有400多年的历史了,由于天文观测的迫切要求和天文学快速发展的推动,获得了巨大的发展,主要表现在三方面: 
      (1)已经制造出三种基本类型的光学望远镜(折、反、折反);
     
    (2)各类望远镜都得到巨大的改进和完善;
     
    (3)建造起许多巨型望远镜。

    光学系统的像差


    (1)球差(2)慧差(3)像散(4)场曲(5)畸变(6)色散

    物镜指望远镜光学主体

     
    共有两个作用:第一,把遥远的天体在近处成像,已经观测研究
     
    第二,大量收集由天体发出的(成反射的)光辐射天文望远镜按物镜的不同,三种类型:折、反、折反折射,史的物镜由透镜组成,为了消除各种像差,折射望远镜的物镜通常用两种或四种 

    (1)双透镜物镜,在物镜折射中使用最广泛,目前世界上几个最大的折射镜的物镜都是双透镜消色差的物镜
     
    (2)反射望远镜,它的物镜由反射镜组成,在这中物镜里天体的光线只收到反射,为了消除球差,反射物镜的表面通常磨成旋转抛物面的形状。
     
    (3)折反望远镜既包含透镜又包含反射镜,在这种物镜中,天体光线同时受到折射和反射,折反望远镜的主镜是一个球面反射镜,副镜是一个透镜。用来修正主镜的像差,因此常叫改正透镜
     
    (4)施密特望远镜,1930年由德国施密特发明了这种望远镜,其改进透镜前表面是平的,后表面的中央部分突起 其有点多,缺点是改正透镜不容易磨制。
     
    (5)马克苏托夫式,1941年,改正透镜为弯月型透镜的两面都是球面,一般双射望远镜的是弯曲的。
     
    目镜有两个作用

    放大天体所长的焦距

     放大天体所长的焦距,这对观测行星,月亮的表面状况和测量近距双星的角距非常主要。 
     

    使出射光射变为平行光

    使出射光射变为平行光,这可以使观测时最省力。已制成的有四五十种常用的有几种(1)惠更斯目镜,(2)冉斯登目镜等。 
     

    望远镜的性能

    天文望远镜的光学性能由六个物理量的特征
     
    1.口径,用D来表示,D大看到的星就远,D大在相同的拍射时间拍到的星术多
     
    2.相对口径,是指物理有效口径和它的焦距大F的比值,用A表示
     
    A=D/F
     
    A大,延伸天体的月亮,具有一定世面的天体为延伸天体
     
    A大,拍摄到的越暗越弱的天体
     
    A大。观测延伸天体的本领也越大。
     
    由于物镜像差的限制,A不能取任意值
     
    折反A、可以达到1/3—1/2甚至大于1 反A1/5—1/3 折1/7—1/5
     
    3.放大率
     
    A =F/f 底片比例尺L=FTGα αt
     
    4.视场:用望远镜所看到的天空部分的角直径叫做视场。
     
    5.分为广角,指的是其像点刚刚能够分辨开的天球上的两个发光点得焦距,分倍率是分倍率的倒数
     
    目视:=140”/D
     
    6.贯穿本领:在晴朗的夜晚把望远镜指向天鼎,所能看到的最暗星等成为贯穿本领星等
     
    M=7.1+5LGD
     
    装置:地平式、赤道式

    特点优势/射电望远镜 编辑

    射电望远镜射电望远镜
    射电望远镜射电望远镜
    射电望远镜与光学望远镜不同,它既没有高高竖起的望远镜镜简,也没有物镜,目镜,它由天线和接收系统两大部分组成。
     
    巨大的天线是射电望远镜最显著的标志,它的种类很多,有抛物面天线,球面天线,半波偶极子天线,螺旋天线等。最常用的是抛物面天线。天线对射电望远镜来说,就好比是它的眼睛,它的作用相当于光学望远镜中的物镜。它要把微弱的宇宙无线电信号收集起来,然后通过一根特制的管子(波导)把收集到的信号传送到接收机中去放大。接收系统的工作原理和普通收音机差不多,但它具有极高的灵敏度和稳定性。接收系统将信号放大,从噪音中分离出有用的信号,并传给后端的计算机记录下来。记录的结果为许多弯曲的曲线,天文学家分析这些曲线,得到天体送来的各种宇宙信息。

    观测网络/射电望远镜 编辑

    中国、日本、韩国三国科学家正利用他们共同构建的世界最大射电望远镜阵,探测银河系结构、超大质量黑洞等深空奥秘。 
    三国天文学界在各自独立开发的射电天体探测网基础上,整合了东亚地区直径约6000公里范围内19台射电天文望远镜,覆盖了从日本小笠原、北海道至中国乌鲁木齐、昆明的广阔地域,成为世界上最庞大的射电天文观测网络。如果配合日本“月亮女神”绕月卫星上搭载的观天设备,这个望远镜阵的直径将会扩展到2.4万公里。

     
    东亚甚长基线干涉测量(VLBI)观测计划中方科学家、中国科学院上海天文台研究员沈志强31日说:“中国天文学家经过30多年努力建成的VLBI网,对国际上射电天文学的研究,做出了很大的贡献。我们还成功地将VLBI技术用于中国首颗绕月卫星的测轨工作,已取得巨大成功。”
     
    甚长基线干涉测量是国际天文学界使用的一项高分辨率、高测量精度的观测技术,用于天体的精确定位和精细结构研究。一个完整的VLBI观测系统通常由两个以上射电望远镜观测站和一个数据处理中心组成。中科院VLBI观测系统由上海25米直径、北京50米直径、昆明40米直径和乌鲁木齐25米直径等4台射电天文望远镜,以及上海数据处理中心组成。
     
    沈志强说,各观测站同时跟踪观测同一目标,并将观测数据记录或实时传送到数据处理中心,计算机依靠这些观测值计算得出目标天体的精确位置。
     
    中国VLBI网三周前刚进行了一次远程数据采集、海量存储、数据处理实验,利用高速互联网将VLBI观测数据,实时传送到数据处理中心并进行实时相关处理,以取代传统的VLBI数据邮寄方式。半个月前,包括上海乌鲁木齐两个观测站在内的世界17个射电望远镜观测站进行的实时接力观测演示,也获得成功。
     
    东亚VLBI观测网的主要工作将是完善日本射电天体探测计划正在绘制的银河系图。日本科学家相信,由12台望远镜组成的日本射电天体观测,加上中国的4台望远镜以及韩国刚建成的3台21米口径望远镜,恒星定位的精度将成倍提高。
     
    “这一独特的工作将帮助我们获得关于星系结构的优质数据。”日本国立天文台电波天文学教授小林秀行在接受新华社记者采访时说。
     
    韩国和日本科学家正在开发一种特制的计算机,用于整合海量的观测数据,这套计算设备,计划于在韩国首尔投入使用。科学家预计,东亚VLBI观测计划将于2010年全面展开。
     
    自400年前意大利人伽利略首次用望远镜观测星空,人类通常靠光学设备进行天文学研究。人们后来发现,天体除了发出可见光,还发出电磁波。1932年,美国贝尔实验室工程师卡尔·央斯基偶然发现了来自银河系中心的电波,射电天文学从此发端。碟状天线一般的射电天文望远镜,通过接收天体无线电波或主动发射电波并接收回波,确定遥远天体的形状结构。

    著名望远镜/射电望远镜 编辑

     

    亚洲最大射电望远镜亚洲最大射电望远镜

    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。

    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。

    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

    2012年10月28日,亚洲最大的全方位可转动射电望远镜在上海天文台正式落成。这台射电望远镜的综合性能排在亚洲第一、世界排第四,能够观测100多亿光年以外的天体。据了解,这个射电望远镜将参与我国探月工程及各项深空探测任务。这台直径达65米的射电天文望远镜,已经在上海松江佘山基地的中科院上海天文台组装完毕。65米射电天文望远镜与直接成像的光学望远镜不同,射电望远镜最擅长的接收遥远天体发出的微弱电磁波信号。

    位于美国波多黎各岛上的阿雷西博望远镜,为固定在天然火山口当中的单口径球面天线,口径305米,后扩建为350米。

    位于美国新墨西哥州沙漠中的甚大天线阵(VLA),由27面架设在铁轨上的口径25米的天线组成,排列成Y字形。

    阿塔卡玛大型毫米波天线阵(ALMA)

    日本的VSOP,利用日本HALCA卫星携带的8米射电望远镜与地面上的射电望远镜组成干涉仪。

    位于法国南赛Nançay观测站,1964年建成。

    项目/射电望远镜 编辑

    亚洲最大

    2012年3月,65米口径可转动射电天文望远镜工程在上海佘山脚下紧张施工,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。据介绍,这台望远镜属于中国科学院和上海市政府重大合作项目,已于2012年10月28日在沪启动。 

    性能参数

    据了解,这台65米的射电望远镜是中国科学院和上海市人民政府于2008年10月底联合立项的重大合作项目。 

    接收范围覆盖8个波段,总体性能列全球第四。 

    这台65米的射电天文望远镜如同一只灵敏的耳朵,能仔细辨别来自宇宙的射电信号。它覆盖了从最长21厘米到最短7毫米的8个接收波段,涵盖了开展射电天文观测的厘米波波段和长毫米波波段,是中国目前口径最大、波段最全的一台全方位可动的高性能的射电望远镜,总体性能仅次于美国的110米射电望远镜、德国的100米射电望远镜和意大利的64米射电望远镜。 

    望远镜采用的修正型卡塞格伦天线能在方位和俯仰两个方向转动,下方轨道上有6组共12个轮子驱动天线的方位转动,上方的俯仰大齿轮控制天线的俯仰运动,这使得望远镜可以以高精度指向需要观测的天体和航天器,其最高指向精度优于3角秒。 

    望远镜的主反射面面积为3780平方米(相当于9个标准篮球场),由14圈共1008块高精度实面板拼装成,每块面板单元精度达到0.1毫米,代表了国内大尺度高精度面板设计与制造技术的最高水平。 

     
    主反射面的安装则采用了国内首创的主动面技术,在面板与天线背架结构的连接处安装有1104台高精度促动器,用以补偿跟踪观测时重力引起的反射面变形,提高高频观测的天线接收效率。促动器的单位精度可达15微米,即一根头发丝直径的一半左右。
     
    望远镜坐落的轨道由无缝焊接技术全焊接而成。这是国内首次采用全轨道焊接技术,解决了轨道焊接变形等多项技术难题。

    信号距地球3.7万光年

    养在佘山“深闺”数年的一位探索宇宙奥秘的世界级“高手”,昨天正式“出山”。不必受限于天气的好坏,凭借它多个波段的“耳朵”,这座亚洲最大、总体性能世界第四的大型射电望远镜,可以灵敏地“倾听”来自宇宙深处各类天体发出的射电信号,进而展开测量和研究。
     
    昨天下午,该望远镜接收到了首个信号,它来自距离地球3万7千光年的区域。

    全球最大

    为了争取国际最大规模的射电望远镜合作计划来华,中国正在贵州省“筑巢引凤”,建设全球最大的射电望远镜。这是中国2007年批准立项的500米口径球面射电望远镜(FAST)项目,日前已经在贵州省开始基建,项目总投资6.27亿元,建设期5年半,预计2014年开光。FAST建成后,不仅将成为世界第一大单口径天文望远镜,并将在未来20年至30年内保持世界领先地位。

    中科院院士、原国际天文学联合会副主席叶叔华表示,FAST最大的技术成就是解决了球面镜随时变抛面镜这一难点,中国是世界上首个掌握该技术的国家。选择贵州省,是因为要做一平方公里大口径的射电望远镜,估计要有30个望远镜拼在一起。中国贵州有很多巨大的山谷,足可以放这样一个望远镜。  

    科学家们自1994年提出项目建设规划后,就苦苦搜寻、反复论证近10年,才确认大射电望远镜FAST探测基地落户在贵州省平塘县一片名为大窝凼的喀斯特洼地。“大窝凼不仅具有一个天然的洼地可以架设望远镜,而且喀斯特地质条件可以保障雨水向地下渗透,而不在表面淤积,腐蚀和损坏望远镜”,FAST工程办公室副主任张海燕说,这里是喀斯特地貌所特有的一大片漏斗天坑群——它就像一个天然的“巨碗”,刚好盛起望远镜如30个足球场面积大的巨型反射面,望远镜建成后,将会填满这个山谷。
     
    观测不易受地面电磁干扰
     
    由于望远镜坐落于“大窝凼”凹坑内,所以非常适合观测。另外,大射电望远镜的观测虽然不受天气阴晴影响,但在选址中对无线电环境要求很高。调频电台、电视、手机以及其他无线电数据的传输都会对射电望远镜的观测造成干扰,就好像在交头接耳的会议上无法听清发言者讲话一样。大射电望远镜项目要求,台址半径5公里之内必须保持宁静,电磁环境不受干扰。
     
    张海燕说,大窝凼附近没有集镇和工厂,在5公里半径之内没有一个乡镇,25公里半径之内只有一个县城,是最为理想的选址。有了FAST,边远闭塞的喀斯特山区将变成世人瞩目的国际天文学术中心,成为把贵州展现给世界的新窗口。 

    探测遥远的“地外文明”
     
    这座巨大的望远镜外形与卫星天线相似,单口径500米,犹如一只巨大的“天眼”,将探测遥远、神秘的“地外文明”。千百年来人类大多是通过可见光波段观测宇宙。事实上,天体的辐射覆盖整个电磁波段,而可见光只是其中人类可以感知的一部分。
     
    该射电望远镜可以用来监听外太空的宇宙射电波,其中包括可能来自其他智能生命的“人工电波”;在电力充足的条件下,这只巨大的“天眼”还能发送电波信号,几万光年远的“外星朋友”将有可能收到来自中国的问候。
     
    可寻找第一代诞生的天体
     
    据FAST工程办公室研究人员介绍,项目建成后,它将使中国的天文观测能力延伸到宇宙边缘,可以观测暗物质和暗能量,寻找第一代天体
     
    其能用一年时间发现数千颗脉冲星,研究极端状态下的物质结构与物理规律。而且无需依赖模型精确测定黑洞质量就可以有希望发现奇异星和夸克星物质;可以通过精确测定脉冲星到达时间来检测引力波;还可能发现高红移的巨脉泽星系,实现银河系外第一个甲醇超脉泽的观测突破。
     
    用于太空天气预报
     
    FAST还将把中国空间测控能力由地球同步轨道延伸至太阳系外缘,将深空通讯数据下行速率提高100倍。脉冲星计时阵,为自主导航这一前瞻性研究制作脉冲星钟。
     
    同时,可以进行高分辨率微波巡视,以1Hz的分辨率诊断识别微弱的空间讯号,作为被动战略雷达为国家安全服务。还可跟踪探测日冕物质抛射事件,服务于太空天气预报。
     
    带动中国制造技术发展
     
    FAST研究涉及了众多高科技领域,如天线制造、高精度定位与测量、高品质无线电接收机、传感器网络及智能信息处理、超宽带信息传输、海量数据存储与处理等。FAST关键技术成果可应用于诸多相关领域,如大尺度结构工程、公里范围高精度动态测量、大型工业机器人研制以及多波束雷达装置等。FAST的建设经验将对中国制造技术向信息化、极限化和绿色化的方向发展产生影响。 
     
    服务中国航天项目
     
    65米射电望远镜作为我国乃至世界上一台主干观测设备,将在射电天文、天文地球动力学和空间科学等多个领域中取得一流的科学成果,将执行探月工程三期的VLBI测定轨和定位任务,以及我国未来月球和火星探测等各项深空探测任务,同时用于射电天文观测等多项科学研究。它作为一个单元参加中国VLBI网,将使其灵敏度提高42%。参加欧洲VLBI网,将使其灵敏度提高15%—35%。作为东亚VLBI网中口径最大的天线,它将起到主导作用。此外,该望远镜将进一步提升我国深空测定轨能力,为嫦娥探月工程和更长远的深空探测等国家重大战略需求服务。

    最新进展/射电望远镜 编辑

    2015年12月16日,正在贵州省平塘县建设的世界最大单口径射电望远镜——500米口径球面射电望远镜(FAST)目前正在进行反射面面板安装,边长约11米的三角形面板安装已经完成2059块,完成比例达46%。FAST的反射面总面积约25万平方米,用于反射无线电波、供馈源接收机接收,是FAST工程的主线,预计将于2016年4月安装完毕[1]

    主要代表/射电望远镜 编辑


    当代先进射电望远镜有:以德意志联邦共和国100米望远镜为代表的大﹑中型厘米波可跟踪抛物面射电望远镜;以美国国立射电天文台﹑瑞典翁萨拉天文台和日本东京天文台的设备为代表的毫米波射电望远镜;以即将完成的美国甚大天线阵。贵州平塘的射电望远镜FAST是现在世界上最大口径的射电望远镜。

    阿卡塔马大型毫米波天线阵

    阿卡塔马大型毫米波天线阵(ALMA)是多个国家、地区的研究机构合作建造的一台大型射电望远镜阵列,由66台口径为12米的抛物面天线组成,捕捉毫米波和亚毫米波,分辨率可达0.01角秒为研究宇宙中分子气体、大爆炸辐射以及星际尘埃提供更精确数据。

    阿塔卡玛大型毫米波天线阵位于智利北部查南托高原阿塔卡玛沙漠的拉诺德查南托天文台,海拔5,059米,距离智利著名古迹圣佩德罗阿塔卡玛约40公里,距离海港城市安托法加斯塔约275公里。是地球上气候最干燥的地区之一,海拔高,非常适合毫米波天文观测。

    阿塔卡玛大型毫米波天线阵最初计划由欧洲南天天文台出资50%,美国和加拿大共同出资50%建造,后来陆续有多个国家和地区机构加入。目前参与者有欧洲南天天文台、西班牙、加拿大国家研究理事会、美国国家科学基金会支持的美国国家射电天文台、日本国立天文台、台湾中央研究院等。建造和操作工作由美国国家射电天文台和欧洲南天天文台共同负责。耗资超过10亿美元,它是最昂贵的运作中的陆基望远镜。

    该计划的设计工作在1998年5月开始,于2002年完成。2003年2月,欧洲南天天文台与美国和加拿大签署了协议,2005年10月在智利动土兴建。2013年3月13日该列阵已开始运作。

    “ALMA”将主要用于获得有关星系和行星演变的数据,寻找新天体以及探寻宇宙中是否存在能进化成生命的物质

    未来展望/射电望远镜 编辑

    把造价和效能结合起来考虑,今后直径100米那样的大射电望远镜大概只能有少量增加,而单个中等孔径厘米波射电望远镜的用途越来越少。主要单抛物面天线将更普遍地并入或扩大为甚长基线﹑连线干涉仪和综合孔径系统工作。随著设计﹑工艺和校准技术的改进﹐将会有更多﹑更精密的毫米波望远镜出现。综合孔径望远镜会得到发展以期获得更大的空间﹑时间和频率覆盖。甚长基线干涉系统除了增加数量外,预期最终将能利用定点卫星实现实时数据处理,把综合孔径技术同甚长基线独立本振干涉仪技术结合起来的甚长基线干涉仪网和干涉仪阵的试验,很可能孕育出新一代的射电望远镜。 

    相关文献

    参考资料
    [1]^引用日期:2016-01-02
    扩展阅读
    1新浪网
    2腾讯网
    3揭秘世界天文之最
    4与射电望远镜相关的物理题

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