射電望遠(yuǎn)鏡 又名：RadioTelescope

　　經(jīng)典射電望遠(yuǎn)鏡的基本原理是和光學(xué)反射望遠(yuǎn)鏡相似，投射來的電磁波被一精確鏡面反射后，同相到達(dá)公共焦點(diǎn)。用旋轉(zhuǎn)拋物面作鏡面易于實(shí)現(xiàn)同相聚焦，因此，射電望遠(yuǎn)鏡天線大多是拋物面。射電望遠(yuǎn)鏡表面和一理想拋物面的均方誤差如不大于λ/16～λ/10，該望遠(yuǎn)鏡一般就能在波長大于λ的射電波段上有效地工作。對米波或長分米波觀測，可以用金屬網(wǎng)作鏡面；而對厘米波和毫米波觀測，則需用光滑精確的金屬板（或鍍膜）作鏡面。從天體投射來并匯集到望遠(yuǎn)鏡焦點(diǎn)的射電波，必須達(dá)到一定的功率電平，才能為接收機(jī)所檢測。目前的檢測技術(shù)水平要求最弱的電平一般應(yīng)達(dá)10─20瓦。射頻信號功率首先在焦點(diǎn)處放大10～1，000倍，并變換成較低頻率（中頻），然后用電纜將其傳送至控制室，在那里再進(jìn)一步放大、檢波，最后以適于特定研究的方式進(jìn)行記錄、處理和顯示。

　　天線收集天體的射電輻射，接收機(jī)將這些信號加工、轉(zhuǎn)化成可供記錄、顯示的形式，終端設(shè)備把信號記錄下來，并按特定的要求進(jìn)行某些處理然后顯示出來。表征射電望遠(yuǎn)鏡性能的基本指標(biāo)是空間分辨率和靈敏度，前者反映區(qū)分兩個天球上彼此靠近的射電點(diǎn)源的能力，后者反映探測微弱射電源的能力。射電望遠(yuǎn)鏡通常要求具有高空間分辨率和高靈敏度。

　　射電望遠(yuǎn)鏡是主要接收天體射電波段輻射的望遠(yuǎn)鏡。射電望遠(yuǎn)鏡的外形差別很大，有固定在地面的單一口徑的球面射電望遠(yuǎn)鏡，有能夠全方位轉(zhuǎn)動的類似衛(wèi)星接收天線的射電望遠(yuǎn)鏡，有射電望遠(yuǎn)鏡陣列，還有金屬桿制成的射電望遠(yuǎn)鏡!

　　1931年，美國貝爾實(shí)驗(yàn)室的央斯基用天線陣接收到了來自銀河系中心的無線電波。隨后美國人格羅特·雷伯在自家的后院建造了一架口徑9.5米的天線，并在1939年接收到了來自銀河系中心的無線電波，并且根據(jù)觀測結(jié)果繪制了第一張射電天圖。射電天文學(xué)從此誕生。雷伯使用的那架天線是世界上第一架專門用于天文觀測的射電望遠(yuǎn)鏡!

　　20世紀(jì)60年代天文學(xué)取得了四項(xiàng)非常重要的發(fā)現(xiàn)：脈沖星、類星體、宇宙微波背景輻射、星際有機(jī)分子，被稱為“四大發(fā)現(xiàn)”。這四項(xiàng)發(fā)現(xiàn)都與射電望遠(yuǎn)鏡有關(guān)。

　　天文望遠(yuǎn)鏡的極限分辨率取決于望遠(yuǎn)鏡的口徑和觀測所用的波長?？趶皆酱?，波長越短，分辨率越高。由于無線電波的波長要遠(yuǎn)遠(yuǎn)大于可見光的波長，因此射電望遠(yuǎn)鏡的分辨本領(lǐng)遠(yuǎn)遠(yuǎn)低于相同口徑的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡，而射電望遠(yuǎn)鏡的天線又不能無限做大。這在射電天文學(xué)誕生的初期嚴(yán)重阻礙了射電望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展。

　　1960年，英國劍橋大學(xué)卡文迪許實(shí)驗(yàn)室的馬丁·賴爾（Ryle）利用干涉的原理，發(fā)明了綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡，大大提高了射電望遠(yuǎn)鏡的分辨率。其基本原理是：用相隔兩地的兩架射電望遠(yuǎn)鏡接收同天體的無線電波，兩束波進(jìn)行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口徑相當(dāng)于兩地之間距離的單口徑射電望遠(yuǎn)鏡。賴爾因?yàn)榇隧?xiàng)發(fā)明獲得1974年諾貝爾物理學(xué)獎。

　　射電天文學(xué)領(lǐng)域已經(jīng)廣泛應(yīng)用長基線的干涉技術(shù)，把遍布全球的射電望遠(yuǎn)鏡綜合起來，獲得了等效口徑相當(dāng)于地球直徑量級的射電望遠(yuǎn)鏡。美國建設(shè)了VLBA，歐洲建設(shè)了EVN，二者組成了國際VLBI網(wǎng)。