綜合孔徑射電望遠鏡前景

在賴爾取得成功以后，綜合孔徑射電望遠鏡風靡全世界，至今仍具強勁的發(fā)展勢頭。其中最重要的是美國國家射電天文臺的甚大陣天線(VLA)，是當前最大的綜合孔徑射電望遠鏡，其最高分辨角為0.13角秒，已經(jīng)優(yōu)于地面上的大型光學望鏡。另外澳大利亞、英國、荷蘭和印度的綜合孔徑射電望鏡都有獨特的優(yōu)點。留待以后介紹。

劍橋大學在射電巡天發(fā)現(xiàn)射電源方面作出了重大的貢獻，他們的編號為1C，2C，3C……的射電源表最為有名。大多數(shù)射電源都已獲得光學認證。在對3C源進行光學認證的過程中，導致了被譽為20世紀60年代四大發(fā)現(xiàn)的類星體的發(fā)現(xiàn)。在得到射電展源的二維圖像方面更是取得驕人的成果。最著名的要算5千米綜合孔徑射電望遠望觀測的天鵝座射電源的圖像。這是一個由兩個遙遙相對的射電展源組成的，在它們之間還有一個稱之為星系核的致密點源。人們發(fā)現(xiàn)了一批這樣的射電源，它們都是處在銀河系之外的河外星系。綜合孔徑望遠鏡的發(fā)明把觀測范圍從大約10億光年擴大到100~200億光年，幾乎達到宇宙的邊界，或追溯到宇宙的初始時期。研究宇宙的演化就好像對宇宙進行考古，這對宇宙學的研究至關重要。劍橋大學5千米綜合孔徑射電望遠鏡給出了宇宙各個時期的"照片"，特別是早期的照片。一看就會明白，星系的分布是否變化。

賴爾發(fā)現(xiàn)射電源的數(shù)密度隨距離的增加而增多，但當距離大到一定程度以后，射電源的數(shù)密度又開始減少，這說明星系只在宇宙演化的某一個階段才會大量地產(chǎn)生。在100多億年以前宇宙中的射電源比近期的射電源多得多，最多時可達到現(xiàn)在的1000多倍。這一觀測證明宇宙是在隨時間的推移而變化著的，今天的宇宙不同于過去的宇宙。賴爾的研究工作成為支持大爆炸宇宙學的重要觀測事實。

1954年布萊思按照賴爾提出的方案，建造了第一臺綜合孔徑射電望遠鏡。它由一整排小單元組成一字形單元和一個可沿著一條垂直線移動38個不同位置的小單元組成，可以綜合成一個相當于正方形"大天線"的綜合孔徑望遠鏡，能在波長為7.9米的波段上得到2.2度的分辨角。雖然，2.2度的分辨角不可能獲得精細的射電分布圖，但是，這一觀測實驗證實綜合孔徑新原理的正確性，意義非凡。從此，射電天文綜合孔徑時代開始了。

在20世紀50年代還沒有儲存容量足夠大、計算速度足夠快的計算機來完成觀測資料的傅里葉變換。到了60年代，綜合孔徑射電望遠鏡的發(fā)展才有了可能，陸續(xù)建成了0.8、1.6和5千米基線的綜合孔徑射電望遠鏡。1960年賴爾和內維爾開始研制等效直徑為1.6千米的綜合孔徑射電望遠鏡。這臺綜合孔徑射電望遠鏡由3面直徑18米的拋物面天線組成，其中2面固定在地面上的天線相距0.8千米，另1面天線放在長0.8千米的鐵軌上，可以移動，結果得到了4.5角分的分辨率。這個實驗的成功，證明了利用地球自轉進行綜合觀測的方法是可行的，由于總的接收面積增加使望遠鏡的靈敏度提高達8倍之多。這臺望遠鏡于1964年正式啟用，用于普測射電天圖和研究弱射電源，特別是射電星系的結構。

1971年劍橋大學建成了等效直徑5千米的綜合孔徑望遠鏡，代表了當時最先進的設計水平。它由8面口徑為13米的拋物面天線組成，排列在5千米長的東西基線上，4面天線固定，4面可沿鐵軌移動。每觀測12小時后，把可移動天線放到預先計算好的位置上再觀測12小時，爾后再移動位置，直到獲得所需要的各種不同的天線間距的測量值。計算機處理資料后便得到一幅觀測天區(qū)的射電圖。這臺望遠鏡是專為繪制單個射電源的結構而設計的，除了它有更大的綜合孔徑以外，各個拋物面也更加精密，可在短至2厘米的波長上工作，結果得到的角分辨率為1角秒，這個分辨率已經(jīng)可以和高山臺站上的大型光學望遠鏡媲美了。

雙射電干涉儀的最大缺陷是只能有較高的一維分辨率，因此不能成像。1952年賴爾提出"孔徑綜合"的概念和技術，以此逐步解決了高分辨率和成像能力等難題。綜合孔徑望遠鏡是一種化整為零的射電望遠鏡。其原理并不復雜，最少可用兩面天線組成一個"等效大天線"，如左邊第二張圖下面的大圓，天線A固定，天線B可以移動，逐次放到"等效大天線"的各個位置，每放一個地方進行一次射電干涉測量。同樣，也可以由許多天線來組成等效天線，幾面固定，幾面移動，甚至全部都固定。不管何種結構，要求測量時得到"等效大天線"上所有方向和各種距離間隔上的相關信號。把這些各種間距取向的干涉儀測量資料通過數(shù)學上的傅里葉變換計算就可以獲得天空射電亮度的二維分布，也就是被觀測天區(qū)的射電源圖像。綜合孔徑射電望遠鏡的最大優(yōu)點是不需要制造口徑特別大的天線，但卻需要進行多次測量，以及大量的數(shù)學運算。

后來賴爾發(fā)現(xiàn)，利用地球自轉的效應可以減少測量的次數(shù)。如果有放在北極附近的兩個天線，地球自轉一周，其中一個天線將繞著另一個天線描繪出一個圓路徑(左邊第二張圖中的大圓)。地球自轉一周相當于把可移動天線逐次地放到"等效大天線"的各個方向上，只需解決沿東西方向上各個單元之間不同間距問題就行了。實際上，由于系統(tǒng)的對稱性，只需要12小時的觀測就能完成一組觀測。

為了提高射電望遠鏡的分辨率，賴爾開始研制射電干涉儀。最簡單的干涉儀是由兩面天線組成，相距一定距離的天線放置在東西方向的基線上，用長度相等的傳輸線把各自收到的信號送到接收機進行相加。來自"射電點源"的單頻信號不能同時到達兩面天線，要相差一段路程。若這段路程差正好是半波長的偶數(shù)倍，兩面天線接收到的信號相加是同相相加，信號增強。若路程差為半波長的奇數(shù)倍，信號相互抵消。天體的周日運動導致達到兩面天線的路程差在不斷的變化，信號到達兩面天線的相位差不斷地變化，接收機的輸出呈現(xiàn)強弱相間的周期性變化，形成干涉圖形。對干涉儀來說，分辨角的公式依然是q=1.22l/d，這里的d已不是單個天線的直徑，而是兩面天線之間的距離了。

?地面上一條固定基線的相關干涉儀能觀測到天體亮度分布的一個傅里葉分量，改變基線的空間指向或基線的長度，得一系列天體亮度分布的傅里葉分量，綜合這些觀測結果，作傅里葉反變換就可獲得天體的亮度分布，即天體的射電圖像。

利用地球自轉去改變地面固定基線在空間的指向來實現(xiàn)綜合的要求，稱為地球自轉綜合。既改變基線長度或指向又結合地球自轉效應來實現(xiàn)綜合稱為超綜合。

綜合孔徑射電望遠鏡的空間分辨率取決于觀測中所用的最長基線。它探測微弱天體能力的指標--靈敏度則取決于各個天線的總接收面積。它的研制成功，在射電觀測技術乃至射電天文學發(fā)展中是一項重大突破。

拋物面孔徑橫截面一般為軸對稱的圓形孔徑﹐少數(shù)為橢圓孔徑﹐因此﹐波束方向圖為"鉛筆"狀。方向圖特性與饋源對孔徑的照射分布有關，孔徑照射有兩種型式，一種是將饋源(如喇叭﹑振子等)放在拋物面焦點處，接收來自某個方向并經(jīng)拋物面反射的電磁波(圖1a )的前饋單方式。另一種是將饋源放在副反射器另一個焦點處，接收由副反射面反射電磁波的后饋方式。

拋物面射電望遠鏡的分辨率和靈敏度都與反射面直徑D 密切相關。增大天線口徑D ﹐能有效改善望遠鏡的接受性能。主反射面和理想拋物面的中值公差 ﹐對波長為λ時的孔徑效率 的影響﹐可用魯茲公式表示:

。

通常規(guī)定﹐以孔徑效率降為其無公差( =0)極限值 0的一半的波長為該望遠鏡的最短工作波長﹐即min≒16。實際應用上常以比值D / 來表徵拋物面天線的相對精度。目前最好的可跟蹤拋物面射電望遠鏡的相對精度已達到10量級﹐最高分辨率已達到1量級。

重力彎沉﹑結構各部分溫差及風荷所引起的形變都是設計和制造大型精密可跟蹤射電望遠鏡的主要限制。前者對天線影響更大﹐而且隨天線俯仰角的變化而變化。對于最短工作波長為 min(厘米)的鋼結構可跟蹤拋物面射電望遠鏡﹐因重力彎沉所限制的最大可能直徑D (米)﹐可用近似模型推算的公式﹕

來估計?，F(xiàn)已研究出用主動和被動伺服系統(tǒng)來控制反射面的重力彎沉﹐對一些大型或精密的可跟蹤拋物面射電望遠鏡成功地采用了保形設計。通過這種合理的設計來控制重力彎沉﹐可使表面在不同仰角都保持拋物面形狀。反射面焦點的改變﹐可通過伺服系統(tǒng)調節(jié)饋源或二次反射面位置得到補償﹐從而大大提高了望遠鏡的D / 值﹐這就突破了重力彎沉的限制。有的毫米波和短厘米波的精密可跟蹤射電望遠鏡﹐裝在對射電波透明的圓罩內﹐以避免風荷和太陽直接照射下各部分較大溫差引起的形變﹐并且采用輕質結構材料﹐以減小重力彎沉。

可跟蹤拋物面射電望遠鏡的機械和驅動裝置﹐應保證必要的指向精度和跟蹤精度。指向誤差 必須是望遠鏡半功率方向束寬 的一小部分﹐一般取 ≒ /10﹐最大也不應超過 /6。望遠鏡驅動裝置分赤道式和地平式兩種。赤道式裝置(圖2a

可跟蹤拋物面射電望遠鏡可單獨使用﹐作定標和測量偏振﹑譜線﹑源亮度分布和普遍巡天之用。它又可作為射電干涉儀﹑綜合孔徑射電望遠鏡的一個單元﹐這時它能保證系統(tǒng)長時間跟蹤的需要。目前最大的可跟蹤拋物面射電望遠鏡是西德馬克斯·普朗克射電天文研究所的100米拋物面望遠鏡。

根據(jù)天線總體結構的不同，射電望遠鏡按設計要求可以分為連續(xù)和非連續(xù)孔徑射電望遠鏡兩大類。

主要代表是采用單盤拋物面天線的經(jīng)典式射電望遠鏡。按機械裝置和驅動方式，連續(xù)孔徑射電望遠鏡(它通常又是非連續(xù)孔徑的基本單元)還可分為三種類型。

全可轉型或可跟蹤型

可在兩個坐標轉動，分為赤道式裝置和地平式裝置兩種，如同在可跟蹤拋物面射電望遠鏡中使用的。

部分可轉型

可在一坐標(赤緯方向)轉動，赤經(jīng)方向靠地球自轉掃描，又稱中星儀式(見帶形射電望遠鏡)。

固定型

主要天線反射面固定，一般用移動饋源(又稱照明器)或改變饋源相位的方法。

射電觀測在很寬的頻率范圍進行，檢測和信息處理的射電技術又遠較光學波段靈活多樣，所以射電望遠鏡種類繁多，還可以根據(jù)其他準則分類:諸如按接收天線的形狀可分為拋物面﹑拋物柱面﹑球面﹑拋物面截帶﹑喇叭﹑螺旋﹑行波﹑偶極天線等射電望遠鏡;按方向束形狀可分為鉛筆束﹑扇束﹑多束等射電望遠鏡;按工作類型可分為全功率﹑掃頻﹑快速成像等類射電望遠鏡;按觀測目的可分為測繪﹑定位﹑定標﹑偏振﹑頻譜﹑日象等射電望遠鏡。關于非連續(xù)孔徑射電望遠鏡，主要是各類射電干涉儀。

以干涉技術為基礎的各種組合天線系統(tǒng) 。20世紀60年代產(chǎn)生了兩種新型的非連續(xù)孔徑射電望遠鏡--甚長基線干涉儀和綜合孔徑射電望遠鏡，前者具有極高的空間分辨率，后者能獲得清晰的射電圖像。世界上最大的可跟蹤型經(jīng)典式射電望遠鏡其拋物面天線直徑長達100米，安裝在德國馬克斯·普朗克射電天文研究所;世界上最大的非連續(xù)孔徑射電望遠鏡是甚大天線陣，安裝在美國國立射電天文臺。

為了觀測弱射電源的需要，射電望遠鏡必須有較大孔徑，并能對射電目標進行長時間的跟蹤或掃描。此外，還必須綜合考慮設備的造價和工藝上的現(xiàn)實性。