庞大的射电望远镜家族

射电望远镜的历史虽然还不足80年，却经历了从小口径到大口径、从单天线到多天线、从米波段到毫米波段、从地面到太空的发展过程，就步入了鼎盛时期。时至今日，尽管射电望远镜的种类五花八门，但基本结构都是由天线、接收机、数据采集系统、支撑结构和驱动系统组成。射电望远镜的品质主要取决于灵敏度和分辨率，天线口径越大，灵敏度就越高，分辨率也越高。

建造大型射电望远镜，面临巨大的技术困难。要使硕大的天线运转自如、准确地指向天空中的任选方向、精确跟踪观测目标都决非易事，而天线表面的加工精度要达到波长的1/20则更为困难。天线的自重、风力和温度的变化还会导致天线表面变形。天线越大、观测波长越短，问题就越突出。那么，这些困难是怎样克服的呢？

大型单天线射电望远镜

世界上现有两架口径百米级的可跟踪射电望远镜，一架在德国，一架在美国。

1968年，德国开始建造口径100米的可跟踪射电望远镜，而且尽量把观测波段扩展至毫米波。望远镜坐落在德国波恩市西南的埃费尔斯贝格。1972年8月此镜启用，成为当时口径最大的可跟踪射电望远镜。它的100米大天线由2372块长3米、宽1.2米的金属板排列成17个同心圆环构成，总质量达3200吨。每块金属板下面部安装可调节的特殊支撑结构，根据精确测出的天线表面形变数据，可以通过机械装置调整面板，使整个天线表面保持应有的抛物面形状。这是射电望远镜历史上首次采用“主动反射面”技术。埃费尔斯贝格射电望远镜的观测波段从3毫米-90厘米。它的巡天观测发现了很多相当弱的射电源，并率先在毫米波段观测到脉冲星的辐射。对射电星系、星系核、分子谱线源等也都有上佳的观测结果。

1972年，美国格林班克国家射电天文台建成一架口径91.5米射电望远镜，观测成果也很丰硕。1988年11月它突然倒塌，美国天文学家遂筹划建造一台世上最好的可跟踪射电望远镜。此时德国的埃费尔斯贝格100米射电望远镜已有近20年的历史，美国科学家决定也造一架口径100米的射电望远镜，但在天线“表面保全”技术、观测波段和天线效率等方面都要超越德国。这架望远镜的天线由2004块金属板拼成，采用自动化程度很高的主动反射面系统，可保持表面的形状与理想形状相差不超过0.22毫米！望远镜的观测波段从2.6毫米～3米。整个射电望远镜放置在直径64米的轨道上，可进行水平方向的运转。仰角方面的运转由一个巨型齿轮来实现，可以观测仰角5°以上的天空。这架望远镜于2000年建成，世称格林班克望远镜（简称GBT），又译绿岸望远镜。

20世纪60年代初，美国建成了口径305米的阿雷西博射电望远镜。它隶属康奈尔大学，迄今仍是世上口径最大的固定式射电望远镜，也是灵敏度最高的单天线望远镜。它的天线以一个喀斯特地貌的碗形大坑作为底座，由固定岩层上的钢索网支撑。望远镜是固定的，不能跟踪观测。天线是球面的，来自某个方向的射电波从被照射到的那部分球面反射到一条焦线上。不同的方向有不同的焦线，因此可以观测不同方向上的射电源。望远镜有一个庞大复杂但运转灵活的馈源平台。平台重约900吨，悬挂在球面反射面上空137米处，由18根钢索拉住，钢索栓在3座高约100米的铁塔上。加固这些铁塔，就用了8321立方米的混凝土。阿雷西博射电望远镜成果骄人，例如1974年美国天文学家约瑟夫‘泰勒和拉塞尔‘赫尔斯用它发现了第一个射电脉冲双星系统，并因此荣获1993年度的诺贝尔物理学奖。

毫米波和亚毫米波望远镜

毫米波的波长范围为1毫米～10毫米，亚毫米波的波长范围为0.35毫米-1毫米。绝大部分星际分子谱线都处在毫米波和亚毫米波波段，这促进了毫米波和亚毫米波射电望远镜的诞生和发展。

地球大气层没有为毫米一亚毫米波段充分敞开窗口。氧和水汽对某些波长辐射的吸收，导致只能让另一些波长的辐射通过，或者说只是开了一些“小窗口”。地球对流层水汽含量越多，这些小窗口的透明度就越差。因此，毫米波天文台部设在海拔2000米以上，亚毫米波天文台则应在海拔4000米以上。

早期的毫米波射电望远镜口径都很小。一批口径13.7米的毫米波射电望远镜算是中等的了，现在仍在中国、美国、韩国、西班牙、巴西等国服役。当今最大的是日本野边山的45米口径毫米波射电望远镜，工作波长为1毫米-1厘米。其主反射面由600块面板拼成，采用主动反射面系统，整个天线表面与理想抛物面相差仅约90微米。

亚毫米波射电望远镜的建造更困难，因此天线口径都比较小。世上口径最大的亚毫米波射电望远镜于1983年开始建造，1987年竣工，天线口径为15米，坐落在美国夏威夷的莫纳克亚山上。它以著名物理学家麦克斯韦（James Clerk Maxwell）的名字命名，简称JCMT。其抛物面天线由276块金属面板组成，面板表面精度优于50微米。为保持和控制天线周围的环境温度，望远镜置于一个天文圆顶中，屋顶和门均可随时打开。

“综合孔径”的创新

单天线的射电望远镜越做越大，其分辨率却还是远远赶不上光学望远镜，而且成像能力很差。双天线的射电干涉仪大大提高了分辨率，但仍不能像光学望远镜那样给出天体的视觉图像。英国天文学家赖尔发明综合孔径射电望远镜，逐步实现了射电天文观测在分辨率和成像能力两方面部赶上和超越光学天文望远镜的目标。

“综合孔径”这一概念，可以概括为“化整为零，聚零为整”八个大字。一面大型天线可以分解为许许多多小单元。用大天线观测实际上是由这些小单元组成的众多双天线干涉仪的观测之总和。赖尔发现，只需用拆分大天线所得的一部分有代表性的小单元进行观测，就能获得用大天线观测所得的天体射电辐射强度分布的信息；对于稳定的射电源，这些观测可以非同时进行。这就是“化整为零”的含义。观测资料的分析处理，则是“聚零为整”的过程。

最简单的综合孔径射电望远镜可以用两面天线组成。一面固定，以它为中心画一个圆，等效于一个“大天线”；另一面天线可以移动，逐次放到“等效大天线”的各个位置上，每放一处都进行一次射电干涉测量。当然，这种观测也可以由许多天线来实现，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。测得“等效大天线”上各种间距和所有方向的相关信号后，对测量资料进行特定的数学变换，即可获得被观测天区的射电天图。

1963年，英国剑桥大学建成基线长1.6千米的综合孔径射电望远镜，得到4.5′的分辨率。1971年，剑桥大学又建成等效直径5千米的综合孔径射电望远镜。在5千米长的东西基线上，排列着8面口径13米的抛物面天线，其中4面固定，4面可沿铁轨移动。观测资料经计算机处理后，便得到一幅所观测天区的射电源分布图，宛如为该天区拍了一幅照片。该望远镜容许工作到2厘米波长，所得角分辨率在1″上下，可与高山上的大型光学望远镜媲美。发明综合孔径射电望远镜是天文技术的重要里程碑，赖尔为此而荣获1974年度的诺贝尔物理学奖。

剑桥大学5千米综合孔径望远镜硕果累累。天鹅座射电源的图像是它的经典之作：在遥遥相对的两个延展射电源之间，有一个致密的点源——星系核，后者正连续不断地向两个延展射电源提供着能量。

百花齐放的“综合孔径”

赖尔的成功在国际上引发了“综合孔径”百花齐放的局面。就波段而言，有以米波、分米波、厘米波为主的，还有以毫米波、甚至亚毫米波为主的综合孔径望远镜。

美国的甚大阵（VLA）是迄今最先进的综合孔径射电望远镜。它从1961年开始筹划，经过20年的努力，终于屹立在新墨西哥州的一个荒原上。望远镜由27面直径25米的可移动抛物面天线组成，安置在呈Y形的3条臂上，每条臂上各有9面天线，可沿铁轨移动，堪称蔚为壮观。其中2条臂长21千米，另一条长20千米。甚大阵天线的总接收面积达53000平方米，相当于口径130米的单天线，其最长基线是36千米。在最短工作波长0.7厘米处，最高分辨率达到0.05″，已大大优于地面大型光学望远镜！它在灵敏度、分辨率、成像速度和频率覆盖4个方面，全面超越了英国剑桥的5千米综合孔径射电望远镜。

荷兰的威斯特博尔克综合孔径射电望远镜（简称WSRT），落成的时间甚至比英国剑桥的5千米综合孔径射电望远镜还早，于1970年7月启用。它由14面直径25米的抛物面天线组成，沿东西向排列在长2.7千米的基线上。其中10面天线固定，4面可在铁轨上移动，观测波长范围是3.4厘米～1.2米，灵敏度是剑桥5千米综合孔径望远镜的6.5倍。

澳大利亚综合孔径射电望远镜（简称ATCA）于1984年开建，1988年投入使用，正式名称为“澳大利亚望远镜致密阵”。它由6面直径22米的天线组成，最长基线为6千米，观测波段从3毫米-21厘米，是目前国际上主要用于毫米波观测的最大综合孔径望远镜。

印度米波综合孔径射电望远镜（简称GMRT）于1994年建成，是当今米波段灵敏度最高的望远镜，位于德干高原上普纳市以北80千米处。那里电磁干扰很小，非常适合米波射电观测。望远镜由30面直径45米的抛物线天线组成，其中14面集中在约1平方千米的范围内，其余16面沿Y形的3条臂分布，最长基线25千米，总接收面积是甚大阵的3倍。

研究日面上五花八门的射电活动现象，需要集高空间分辨率、高时间分辨率、高频率分辨率与高灵敏度于一身的射电望远镜。1967年，澳大利亚率先建成一个此类设备——由96面天线组成的射电日像仪。1990年日本开始建造耗资18亿日元的野边山日像仪，1992年4月投入观测。它由84面口径80厘米的天线组成，呈T字型（见上图），东西向基线490米，南北向基线220米。观测波段从0，88厘米-1.76厘米，空间分辨率分别达10″和5″，可以获得整个太阳的精细图像，给出日面上的射电亮度分布。

世界上首个亚毫米波段成像的射电望远镜，是美国的亚毫米波阵（简称SMA），坐落在夏威夷的毛纳基山上，于1991年开始动工，2003年底正式启用。建造亚毫米波综合孔径望远镜难度极大。不仅天线表面的加工精度要求极高，而且连接天线的馈线长度也不能有细微的变化。SMA由8面口径6米的天线组成，最长基线为500米。它的天线表面精度已达15微米-20微米，但仍对观测有不良影响，导致实际可用的天线面积减少。波长越短，影响越大。在0.43毫米波长上实际可用的天线面积仅有50%。

正在建造中的阿塔卡马大型毫米波·亚毫米波阵（简称ALMA）坐落在智利北部海拔5000米的高原上。它的规模更大，第一步是由64面口径12米的天线组成，第二步再增加12面天线。观测波长从0.3毫米～1厘米，空间分辨率可达1 0毫角秒，胜过美国的甚大阵和光学波段的哈勃空间望远镜。

甚长基线干涉技术

在理论上，综合孔径射电望远镜的基线可长达成千上万千米，分辨率也就可以提高几万倍、甚至几十万倍。但是，综合孔径射电望远镜要用馈线连接成复杂的系统，而太长的馈线却可能由于各种因素而导致天体信号的相位发生变化，并致使望远镜失灵。

甚长基线干涉（简称VLBl）不用馈线传输，基线特别长。各台射电望远镜各自独立地观测同一个射电源，把观测到的信号记录在磁带上，再把各台射电望远镜的观测数据都交由一台相关器进行干涉处理，以获得观测结果。这同用馈线把两面天线接收到的信号送往一处进行干涉处理效果是一样的。显然，这种观测方式必须做到“三个同一”，即各台射电望远镜记录在磁带上的信号必须是同一个射电源同一时刻发出的同一波段的信号。那么，怎样实现这“三个同一”呢？关键是在观测中应用极端稳定的原子钟。原子钟的精度可以达到每100万年才误差1秒。在观测时把原子钟的时间同观测数据一起记录到磁带上，就很容易确定各台射电望远镜同时观测的日寸刻。

一般干涉仪或综合孔径望远镜的各台射电望远镜都共用一台本机振荡器。但是甚长基线干涉取消了馈线连接，因此身处异地的射电望远镜必须各自拥有频率极其稳定的本机振荡器。原子钟的频率极端稳定，正好又可用作这样的本机振荡器。

甚长基线干涉要求有足够长的基线。欧洲国家的国土都不够辽阔，因此德国、意大利、荷兰、瑞典和英国于1980年联合建立了总部设在荷兰的欧洲甚长基线干涉网，简称EVN。

EVN很快又扩展至欧洲其他国家。但其覆盖的地区仍不够大，因此又力邀中国参加。欧洲网扩大到亚洲、南非，最后还包括了美国阿雷西博的305米射电望远镜，成了世上分辨率和灵敏度最高的VLBI网。网中的射电望远镜采用标准统一的接收系统和记录终端，观测数据则送到国际联测的数据处理中心去统一处理。

美国的甚长基线干涉阵（简称VLBA）由10台口径25米的射电望远镜组成，跨度从美国东部的维尔京岛到西部的夏威夷，最长基线达8600千米，最短基线为200千米。它是属于一个国家的最大的VLBI专用观测设备。每台射电望远镜都是专为干涉阵新设计的。1 986年开始建造，1993年5月竣工，总费用为8500万美元。各台射电望远镜的观测记录都送到位于新墨西哥州索科罗的望远镜阵工作中心分析处理，图像质量很高。VLBA的1 0台射电望远镜都能在3.5毫米波长上工作，在这一波长上，分辨率达到了亚毫角秒级。这使VLBA成了解决某些天体物理学难题的关键观测设备。

甚长基线干涉空间天文台

为了获得更长的基线，必须突破地球大小的限制，发展空间VLBI技术。从1986年～1988年，日本和澳大利亚的几台射电望远镜，相继同美国航宇局工作数据传送卫星的4.9米天线进行空间VLBI干涉观测实验并获成功。1989年日本正式开始实施“VLBI空间天文台计划”，简称VSOP。

1997年2月，日本发射口径8米的射电望远镜专用卫星，成为首枚空间VLBI卫星，其近地点高560千米，远地点高21000千米。观测频段为1.6吉赫（1 8厘米）、5吉赫（6厘米）和22吉赫（1.3厘米）。发射成功后，这颗卫星被命名为HALCA，是“极先进通信和天文实验室”的英文首字母缩写，在日语中有遥远（Haruka）之意。

由空间射电望远镜与地面射电望远镜组成的VLBI系统，基线长度超过地球赤道直径的2.5倍，角分辨率可达60微角秒，是当今空间分辨率最高的天文望远镜。这个国际合作项目，有美国、加拿大、澳大利亚、欧洲的甚长基线干涉网等参加。地面上已有的VLBI观测网和深空观测射电望远镜等都与HALCA进行合作观测，中国也已多次参加。

HALCA卫星的工作到2003年10月已经结束。下一代空间VLBI将有一台口径10米的射电望远镜在太空环绕地球运转。其运动轨道也与VSOP相仿，近地点高1000千米，远地点高25000千米。它的工作频率比VSOP更高，角分辨率也将进一步大幅提高。

几十年来，射电天文学取得许多重大的天文成果。20世纪60年代射电天文学的“四大发现”，即脉冲星、星际分子、微波背景辐射和类星体，已经成为当代天文学中的璀璨明珠。在获得诺贝尔物理学奖的十来个天文项目中，射电天文学几乎占了半壁江山。与此同时，中国的射电天文学也取得了长足的进步，详见“中国射电望远镜的风采”一文。