1、現代天文學與諾貝爾物理學獎現代天文學與諾貝爾物理學獎 講授提綱三，天文觀測方法 1大氣窗口和望遠鏡 2，射電望遠鏡 3，射電干涉儀 4，綜合孔徑射電望遠鏡 5，賴爾獲1974年諾貝爾獎 1974年諾爾貝物理學獎由英國劍橋大學天文學家賴爾（M.Ryle）和休伊什(A.Hewish)分享。 賴爾獲獎是因發明的綜合孔徑射電望遠鏡和觀測研究而獲獎。 綜合孔徑射電望遠鏡的特點： 非常高的靈敏度 非常高的空間分辨率 成象，可獲得天體的圖象 可與光學望遠鏡媲美1，大氣窗口 地球大氣有兩個窗口，允許可見光和無線電兩個波段通行無阻地到達地面。天文學家把天體的無線電波段稱為射電波段。 天文學家只是近幾十年前才利用

2、射電波段這個窗口。射電天文這種新的觀測手段一出現，就顯示出極大的優越性。地球大氣僅允許可見光個射電波段到達地面 紅外、紫外、X射線和伽瑪射線 被大氣層所阻隔 必須把紅外、紫外、X射線和伽 瑪射線探測設備放入太空軌道才 能發揮功用 哈勃空間望遠鏡是光學望遠鏡， 是為了克服大氣抖動所造成的分 辨率的限制 可見光、紅外線、無線電波等等， 全部屬于電磁波。 所有電磁波在真空中皆以同一速度 傳播 (光速c = 299792450米/秒) 在真空中電磁波的傳播速度(c)、 波長和頻率，有以下的簡單關系： (波 長) (頻率) = c 光的顏色是由光的頻率所決定 望遠鏡 肉眼只能看到約6千顆恒星，但光銀河系

3、就有千億顆恒星，成百億的河外星系。它們都暗弱。沒有望遠鏡，就沒有天文學的發展。 天文觀測要求： 能接收到來自天體的 微弱輻射 即要求有很高的靈敏度 能看清天體的細節 即要求有很高的空間 分辨率 2，射電天文望遠鏡 20世紀30年代初美國貝爾電話實驗室的央斯基發現銀河系中心發射來的無線電波。 不久，美國射電天文學家雷伯用直徑9.45米拋物面天線射電望遠鏡證實。 第二次世界大戰期間，雷達和反雷達以及通訊技術發展很快。英國的海伊對一起曾使英國軍用雷達受到干擾的重大事件進行分析后發現，太陽上發生的射電爆發是這一事件的罪魁禍首。 射電望遠鏡的組成 1，天線（旋轉拋物面天線）2，接收器（放大器）3，數據采

4、集（計算機）4，紀錄器旋轉拋物面對于與主軸平行的光，經反射后會聚到焦點每道光的路程都相等ABFCDFEGFHKF在焦點處 電波相位相同A拋物面天線的作用之一： 收集能量 有人以為大型望遠鏡可以把天體放得很大。大望遠鏡的作用並不是要把天體圖象放得很大，而是要提供一個較亮和較清晰的影像。（恒星只是一個亮點） “ 這臺望遠鏡可以看到多遠的物體？”這個問題無法回答。 “ 這臺望遠鏡可看見多暗的物體？” 只要一個物體足夠明亮，無論距離多遠 都可以看到。 靈敏度的定義 最小可測流量密度A為天線面積，f是頻寬，t是觀測時間T接收系統溫度 流量密度單位：央斯基1026爾格/ 秒赫茲米2 弱射電源：104央斯基

5、fATSsystmin拋物面天線的作用之二： 有很強的方向性 來自與拋物面主軸平行方向上的天體射電波經拋物面反射后會聚到焦點，凡偏離主軸方向較多的射電波都不會會聚到焦點處的“ 饋源”上，因此這類射電望遠鏡只能接收到來自主軸方向附近一個角度的電磁波，這個角稱為分辨角。分辨角越小，則分辨率越高。 早期小型射電望遠鏡 1961年在原蘇聯克里米亞黑海岸 邊觀測日食 射電望遠鏡的拋物面天線口徑3 米，工作波長3厘米 觀測黑紙做的假月亮，很敏感。胰腺癌食療 天文望遠鏡的空間分辨率 分辨角（）和波長（）成正比，和望遠鏡的口徑（D）成反比。分辨角越小，分辨率越高。 光學波段的波長遠比射電波段的短，光學望遠鏡的

6、分辨率遠比射電望遠鏡高。D22. 1（弧度） 口徑10厘米的光學望遠鏡，觀測波長為5500埃（埃108厘米）時，分辨角為1.4角分，而射電望遠鏡，在波長為5.5厘米觀測波段上的分辨角要達到1.4角分，則要求射電望遠鏡天線的口徑達到10千米，比光學望遠鏡的口徑大10萬倍。而且，還要求拋物面天線的表面精度達到1/20波長（ 3毫米）。 國際上大型射電望遠鏡 美國Arecibo 305米射電望遠鏡 德國Bonn 100米射電望遠鏡 英國Jodrell Bank76米射電望遠鏡 澳大利亞Parkes64米射電望遠鏡我國已有的射電望遠鏡烏魯木齊25米射電望遠鏡上海25米射電望遠鏡青海13.7米射電望遠鏡

7、（毫米波）北京懷柔太陽射電望遠鏡北京密云綜合孔徑射電望遠鏡 在預研究中的貴州大型射電望遠鏡口徑500米，世界上最大反射面能自動調節為拋物面， 比Arecibo的球面反射面先進競爭1平方千米射電望遠鏡 21世紀國際大合作 中國方案：約30面口徑300500米大天線組成3，射電干涉儀 射電天文學發展初期的射電望遠鏡的口徑都比較小，由于分辨率低下，不能把相鄰的幾個射電源分辨清楚，不可能得到一個射電源結構的信息。 建造大型天線以提高分辨率的辦法遇到不可逾越的困難。 射電天文學的發展要求另找出路！ 射電天文學的困難 射電天文面臨的最大困難是射電望遠鏡分辨率遠不如光學望遠鏡，無法看清天體的細節。 無法像光

8、學望遠鏡那樣獲得天體的照片。 射電天文學家要使射電望遠鏡的分辨率到達甚至超過光學望遠鏡并也能成象的“ 夢想”能實現嗎？ 回答是肯定的。賴爾他們先驅性的研究為實現這一目標奠定了堅實的基礎。 因戰爭需要發展起來的雷達技術為射電天文的誕生準備了條件。 戰后，一些雷達科技人員轉向天文學研究，把雷達技術用于射電望遠鏡的研制，開始天文觀測研究。賴爾就是其中最杰出的代表 射電源光學對應體的確認 發現的新射電源是什么？首先就是要尋找它有沒有光學對應體。 但是，由于當時的射電望遠鏡的分辨能力太差，分辨角只能達到幾角分，甚至幾度。在這個空間范圍內包含了許多光學天體，根本無法確認和哪一個對應。 只有當射電望遠鏡的分

9、辨能力達到角秒級時，這種尋找光學對應體的工作才能進行。干涉儀原理圖 由兩面拋物面天線構成 天體電波投到天線，由傳輸線引到接收機進行相加（干涉）干涉的結果取決于兩路電波到達會聚點的相位兩路電波有路程差 BC，而且BC隨天體的周日運動而變化波的干涉A,B同相相加增強B,C反相相加抵銷C,D不同相 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。若這段路程差正好前，分辨角的公式依然是 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。分辨角不再由單天線的口徑決定，使得天文學家有可能利用小口徑的天線獲得高分辨能力。這是一次革命性的變化。d22. 1 賴爾的故事 賴爾1881年9月2

10、7日生于英格蘭，祖父是天文愛好者，有一臺天文望遠鏡，幼年的他就喜愛上天文。中學時他對無線電學產生了濃厚的興趣，成為業余無線電愛好者。 賴爾進人牛津大學攻讀物理，1939年，他一畢業就到卡文迪什實驗室從事雷達天線的研制。 第二次世界大戰期間，賴爾應征入伍。他的無線電專長曾幫助他立下了戰功。曾從事研制機載雷達天線系統，研制厘米波雷達的測試設備，還參與研制干擾德國預警雷達的發射機等。 二戰結束后，賴爾回到劍橋大學卡文迪什實驗室，從事射電天文研究。他面臨巨大的困難，但卻也獲得了絕好的機遇，他們從事的是一項開創性研究工作，一項開辟新領域的工作。 射電干涉儀提高分辨率 最大可動單個天線直徑100米 最大固

11、定天線305米 干涉儀的基線至少可達30.5千米， 分辨率比305米天線高100倍，達到 光學望遠鏡的分辨率 在天線口徑相同時，基線是決定 分辨率的唯一因素 進一步增加基線,如幾千千米，在長 距離傳輸過程中因溫度變化導致電 波相位變化，無法實現干涉。 甚長基線干涉儀原理 60年代末，美、加天文學家試驗成功 用兩臺分處兩地的射電望遠鏡同時觀測 同一個射電源，把接收到的天體電波分 別紀錄在磁帶上，然后把兩副磁帶拿到 一起處理。 兩路的電波頻率必須完全一致（原子鐘） 紀錄上要有十分準確的時間標志（原子 鐘） 一萬千米的基線可提供萬分之幾角秒的 分辨率。4，綜合孔徑射電望遠鏡 雙天線干涉儀只有一維分辨

12、率，不能給出天體的圖象。 1948年以后，賴爾把觀測研究目標從太陽轉向太陽系外廣闊的空間，期望搜索更多的射電源。他發現雙天線干涉儀的缺陷或不足。賴爾提出用孔徑綜合技術來解決射電天文望遠鏡的高分辨率、高靈敏度和成像能力等一系列難題。把拋物面天線劃分為多個單元；由多個單元組成大型綜合孔徑望遠鏡綜合孔徑望遠鏡化整為零 原理之一：把大天線分解 設想把拋物面分成許多小單元，小單元的兩兩組合相當于許多副干涉儀。在饋源上匯集所有兩兩組合的干涉波。 每副干涉儀取下的數據是獨立的，借助計算機對全部獨立數據進行處理，可以得到和單個大型拋物面的分辨率效果。原理之二：只需取不同間距的數據來進行處理 拋物面分成許多小單

13、元，有很多間距相同的單元對。只需取不同間距的數據來進行處理，可以得到相同的效果。 問題簡化了。 原理之三：并不需要同時的觀測數據 不僅只需取不同間距的數據，而且還可以用不同時間的觀測數據進行處理。只用2面天線就可以進行孔徑綜合。其中一面固定，以它為中心，畫一個圓，等效于一個“ 大天線”，另一面可以移動，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。也可以由許多天線來實現，幾面固定，幾面移動，甚至全部都固定。不管各種間距取向的干涉儀測量資料通過傅里葉變換就可以求得天空射電亮度的二維分布。也就是得到了被觀測天區的射電天圖。綜合孔徑射電望遠鏡的優點是不需要制造口徑特別大的天線

14、，而用兩面或多面小天線進行多次觀測達到大天線所具有的分辨率和靈敏度。而且，得到的是所觀測的天區的射電天圖。 多天線綜合孔徑 也可以由許多天線來實現，幾面固定，幾面移動，甚至全部都固定。各種間距取向的干涉儀測量資料通過數學方法可以求得天空射電亮度的二維分布。得到被觀測天區的射電天圖。 原理之四：地球自轉的效應 的利用 從射電源上看地球上的放在北極附近的雙天線干涉儀的兩個天線，在地球自轉過程中兩個天線之間也在做相對運動。 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。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”各個地方。 地球自轉效應的利用從射電源上看上圖：天線A和B的運

15、動下圖天線B在地球自轉12小時中位置的變化 計算任務繁重 綜合孔徑原理在1954年已由實驗證實是正確的，但因要處理異常多的觀測數據，計算量特別大，在50年代還沒有儲存容量足夠大、計算速度足夠高和的計算機來完成資料的傅里葉變換。到了60年代隨著計算機的發展，綜合孔徑射電望遠鏡的發展才有了可能。 密云綜合空間望遠鏡 只需解決沿東西方向上各個單元之間不同間距問題。所以大多數綜合孔徑望遠鏡是東西排列。北京天文臺密云綜合空間望遠鏡由28面9米天線組成，東西排列，位置固定，最長的基線為1080米。 實際上，由于系統的對稱性，只需要12小時的觀測就能完成一組觀測。 劍橋大學1.6千米綜合 孔徑射電望遠鏡 由

16、3面直徑18米的拋物面天線組成，2面相距0.8千米，是固定的，另1面天線放在0.8千米的鐵軌上，可以移動。 得到了4.5角分的分辨率。 劍橋大學5千米綜合 孔徑望遠鏡（1971年建成） 8面口徑為13米的拋物面天線， 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，移動天線到預先計算好的位置上再觀測12小時，以獲得各種不同的天線間距，在2厘米波長上，分辨角為1角分。4，綜合孔徑射電望遠鏡 雙天線干涉儀只有一維分辨率，不能給出天體的圖象。 1948年以后，賴爾把觀測研究目標從太陽轉向太陽系外廣闊的空間，期望搜索更多的射電源。他發現雙天線干涉儀的缺陷或不足。賴爾提

17、出用“ 孔徑綜合”技術來解決射電天文望遠鏡的高分辨率、高靈敏度和成像能力等一系列難題。也可以由許多天線來實現，幾面固定，幾面移動，甚至全部都固定。不管各種間距取向的干涉儀測量資料通過傅里葉變換就可以求得天空射電亮度的二維分布。也就是得到了被觀測天區的射電天圖。綜合孔徑射電望遠鏡的優點是不需要制造口徑特別大的天線，而用兩面或多面小天線進行多次觀測達到大天線所具有的分辨率和靈敏度。而且，得到的是所觀測的天區的射電天圖。 也可以由許多天線來實現，幾面固定，幾 面移動，甚至全部都固定。 各種間距取向的干涉儀測量資料通過數學 方法可以求得天空射電亮度的二維分布。 也就是得到了被觀測天區的射電天圖。 綜合

18、孔徑射電望遠鏡的優點是不需要 制造口徑特別大的天線，用兩面或多面小 天線進行多次觀測達到大天線所具有的分 辨率和靈敏度。而且，得到的是所觀測的 天區的射電天圖。 綜合孔徑原理在1954年已由實驗證實是正確的，但因要處理異常多的觀測數據，計算量特別大，在50年代還沒有儲存容量足夠大、計算速度足夠高和的計算機來完成資料的傅里葉變換。到了60年代隨著計算機的發展，綜合孔徑射電望遠鏡的發展才有了可能。綜合孔徑望遠鏡主要貢獻 1，發現一批比較暗弱、比較遠的射電源把觀測范圍從大約10億光年擴大到100億200億光年，幾乎達到宇宙的邊界，或追溯到宇宙的原初時期。 這些觀測結果對宇宙演化理論很重要。 2，得到一些展源的射電圖，實現拍射電源的“ 照片”的夢想。 3，得到編號為1C，2C，3C的射電源表，是最早獲得的射電源數目最多的源表。對3C源進行光學認證的過程中，導致了天文學上極其重要的，被稱為20世紀60年代四大發現之一的類星體的發現。在得到射電展源的二維圖象方面取得驕人的成果。星系天鵝座強射電星系（射電雙源） 世界最大的綜合口徑望遠鏡美國國家射電天文臺的甚大陣（VLA） 27面直徑26米的可移動拋物面天線； 沿臂長為21千米Y形基線放