射电望远镜
测量天体射电强度的天文设备
条目
历史版本
射电望远镜（radio telescope）是一种专门用于接收和研究天体射电波的天文观测设备。其工作原理是利用 反射式系统来捕捉和聚焦来自宇宙中各种天体的射电信号。20世纪60年代天文学取得了利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。[1]
射电望远镜的历史可以追溯到20世纪初，当时科学家们开始意识到利用射电波进行天文观测的潜在可能性。1931年，射电天文学鼻祖、美国著名无线电工程师与天文学家央斯基（Karl Guthe Jansky）研制了一台由天线和接收机组成的设备，其外形酷似“旋转木马”，被称为“旋转木马”射电望远镜。央斯基利用这台射电望远镜发现了银河系中心的射电辐射，标志着射电天文学的诞生。1957年英国曼彻斯特的建造了当时最大口径的Lovell 76m全可动抛物面射电望远镜。20世纪60年代相继建成了美国国立射电天文台的42.7m射电望远镜，加拿大的46m射电望远镜。1972年德国马普实验室建成了当时世界最大的全可动射电望远镜Effelsberg 100m。2000年美国国家射电天文台（NRAO）在西弗吉尼亚州建成了目前世界最大的全天可动射电望远镜GBT（Green Bank Telescope），主面尺寸为100m×110m。[3]2017年10月10日，中科院科学传播局和国家天文台举行新闻发布会，发布了我国500米口径球面射电望远镜（FAST）取得的首批成果。[4]
基本原理
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率不大于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，才能被接收机检测到。目前的检测技术水平要求最弱的电平应达10 -20瓦。射频信号的功率首先在焦点处放大10～1000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。