射電天文譜線接收機

(頻譜儀) 射電望遠鏡中采用的頻譜儀主要有下列四種。

①單通道可調式頻譜儀(或稱掃頻式頻譜儀):是早期使用的系統(tǒng)，采用一個中心頻率可以移動的窄通帶濾波器。隨著濾波器中心頻率的移動，輸入信號中的各頻率分量依次通過濾波器，這樣便可以得到輸入信號的功率譜。

②多通道式頻譜儀:是一種經典的系統(tǒng)，目前在毫米波段的譜線接收機中用得較多。這一系統(tǒng)與前者不同之處是，采用了相互并聯(lián)的n個帶通濾波器，濾波器的帶寬為△v，各濾波器中心頻率的間隔也是△v。測出通過各濾波器的信號功率，便可得到覆蓋范圍為n△v的功率譜?！鱲是頻率分辨率，它表示譜線接收機分辨頻譜細節(jié)的能力;n是通道數(shù);n△v為帶寬。觀測任務不同，所需的分辨率也不同。△v在幾千赫到幾兆赫范圍。通道數(shù)n現(xiàn)在可達幾百。當△v=1兆赫時，n△v達幾百兆赫。

③自相關式頻譜儀:在二十世紀六十年代初開始應用。這種系統(tǒng)分辨率高，改變分辨率也方便，故在分米波段和厘米波段得到廣泛應用。在采用數(shù)字相關器的系統(tǒng)中，信號被取樣、數(shù)量化與延遲，然后送到乘法器，求出自相關函數(shù)后，再用計算機進行傅里葉變換，從而得到信號的功率譜。由于受到運算速度的限制，這一系統(tǒng)帶寬在幾十兆赫之內。

④聲光頻譜儀:采用如圖所示的裝置。一個氦氖激光器發(fā)射單色光，通過波束展寬裝置照到聲光偏轉器上。聲光偏轉器的主體是一塊光學介質(如 TeO2晶體、熔石英、玻璃和水等)，在偏轉器的一端貼上如鈮酸鋰(LiNbO3)之類的換能器，而另一端貼上吸收物質(如鉛等)。接收機輸出的中頻信號加到換能器上，換能器將電信號變成機械振動，于是在光學介質中形成疏密波，并以行波方式傳播。疏密波引起介質中各部分折射率的變化。光通過這部分介質時產生衍射，形成三個"布拉格效應"。聲光頻譜儀利用其中兩個效應，a.光束偏轉。b.光束亮度變化，在一定范圍內偏轉角與中頻頻偏成正比，其亮度與該頻率上的中頻功率也成正比。若在偏轉器后的透鏡焦平面上放一個光敏二極管陣(PDA)，測出每個二極管接收到的光的強度，便得到輸入的中頻信號的功率譜。這種頻譜儀設備較簡單，分辨率可達幾十千赫，帶寬可超過100兆赫。

一般采用兩次或三次變頻，有以下特點。

①低的系統(tǒng)噪聲溫度:譜線接收機接收的射電源的亮溫度是很低的，多數(shù)在1~10K范圍內，所以要用高靈敏度的接收機接收。

②高度穩(wěn)定的本機振蕩器:終端的頻譜儀測定的是中頻頻譜，它與高頻頻譜之間相差一個本機振蕩頻率。要提高譜線接收機測定頻率的精度，不但要求終端的頻譜儀具有高的頻率分辨率，也要求本機振蕩頻率有足夠的精度與穩(wěn)定度(如10-7)。要達到這樣高的指標，一般都采用微波鎖相技術，而且參考信號由高精度的微波頻率綜合器提供。

③要求接收系統(tǒng)有寬而平坦的頻率響應和穩(wěn)定的增益。

④為了提高利用率，要求接收機有很寬的調諧帶寬，在毫米波段，調諧帶寬達幾十京赫。

⑤采用波束轉換和頻率轉換:轉換是指讓兩種不同信號交替地通到接收機，進行頻譜比較。其中一個信號是待測的，而另一個信號具有平坦的頻譜。采用轉換技術可以減弱接收機頻響不平坦、增益起伏和寄生頻譜的影響，從而提高檢測譜線的能力。波束轉換過程中，天線波束交替地指向"源"與一個具有均勻頻譜的參考天區(qū)。頻率轉換過程中，本機振蕩頻率在兩頻率間跳動，使譜線信號與一個頻譜平坦的頻段進行比較。

四十年代開始發(fā)展的射電波譜學，已經積累了數(shù)以萬計的分子微波譜線實驗數(shù)據(jù)，并按它們的頻率和強度列表，供射電天文譜線證認查用。由于星際分子射電譜線頻率的測量精度較高，又可以排除星際空間罕有的一大批分子的譜線，即使分子云的視向運動引起多普勒頻移，觀測到的頻率仍不易同時和多于一種以上的已知分子譜線的頻率重合，不會給證認工作帶來太大的困難。一般情況下，有一條精確測定的射電天文譜線就可以可靠地辨別出它屬于哪一種分子;在有懷疑的情況下，觀測同一分子的另一條射電天文譜線就可作出肯定的證認。另外，由于原子核磁矩產生的能級超精細分裂，或由于不同的同位素原子替代分子中原來的原子而形成的能級移動,都會造成一群相距較近的譜線,它們對證認也會大有幫助。不過，在天體條件下，同一分子源中各條譜線的強度比，往往偏離熱動平衡條件下的比值，因此，譜線強度比一般不作為證認的根據(jù)，而是用來了解分子源的熱動平衡狀況。

天文觀測中有時會發(fā)現(xiàn)一些尚未證認的譜線，在地球實驗室已測定的譜線頻率表中找不到與之對應的分子。在這種情況下，證認工作就比較困難。雖然可以從原子的宇宙豐度(見元素的豐度)、星際化學、分子結構的理論計算、同位素替代以及譜線的超精細結構等多方面的考慮，作出有相當把握的推斷，但是，最終的證認還是要靠地面上的波譜實驗，設法測定被證認分子的譜線。在這方面著名的例子是:1970年以后在許多星云中多次觀測到一條頻率為89.2京赫的強譜線，當時不知道它是什么分子發(fā)出的譜線,便取名為"X分子"(X-ogen)。以后有人從天體化學、分子譜線的理論計算，推測它可能來自HCO(甲酰分子離子),后來在星云中又找到同位素C取代的同位素分子HCO的相應微波譜線,因而更有把握認為X分子就是HCO。1975年終于在實驗室中利用新技術得到了HCO和HCO的微波譜線，使證認工作得到了肯定的結果。

隨著星際分子天文學的迅速發(fā)展，發(fā)現(xiàn)了更多的未證認的譜線。這些譜線往往有以下情況:一種是有一類分子象某些自由基和分子離子，它們在實驗室條件下很不穩(wěn)定，因而過去無法測定它們的譜線;另一種是有些分子在室溫下蒸汽壓很低，也不易測定它們的譜線。然而在天體條件下，這些分子卻能穩(wěn)定存在，并發(fā)出足夠強的譜線。這些譜線的證認，促使氣體波譜學實驗工作設法制造天文學上感興趣的分子樣品，并精確測定它們的微波譜線。七十年代以來，這方面的工作有較大的進展,例如在天體上首先觀測到的氫化偶氮離子N2H和異氰化氫 HNC等分子的微波譜線，后來都在實驗室測量成功。在測量毫米波、亞毫米波的譜線以及一些實驗室條件下不易激發(fā)的譜線方面，也做了不少工作。