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射电天文学

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提示：此条目页的主题不是雷达天文学。

射电天文学（英语：Radio astronomy），是天文学的一个分支，通过电磁波频谱以无线电频率研究天体。射电天文学的技术与光学相似，但是无线电望远镜因为观察的波长较长，所以更为巨大。这个领域的起源肇因于发现多数的天体不仅辐射出可见光，也发射出无线电波。

在美国新墨西哥州的无线电干涉仪：甚大天线阵Very Large Array。

从天体而来的无线电波的初步探测是在1930年代当卡尔·央斯基观察到从银河到来的辐射。随后观察已经确定了一些不同的无线电发射源。这些包括恒星和星系，以及全新的天体种类，如射电星系，类星体，脉冲星和微波激射器。宇宙微波背景辐射的发现被视为通过射电天文学而被做出大爆炸理论的证据。

历史

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约瑟琳·贝尔·伯奈尔首次认识到脉冲星证据的图表，在剑桥大学图书馆展出。

在发现天体会发射无线电波之前，就已经有天体可能也会发射无线电波的想法。在1860年代，詹姆斯·克拉克·麦克斯韦的麦克斯韦方程组就已经显示来自恒星的电磁波辐射可以有任何的波长，而不会仅仅是可见光。一些著名科学家和实验者，如爱迪生、欧里佛·洛兹和马克斯·普朗克都预言太阳应该会发射出无线电波。洛奇曾尝试观察太阳的无线电信号，但局限于当时仪器技术的极限而未能成功。[1].

最早识别出的天文学射电源是偶然发现造成的意外收获。在1930年代的早期，美国贝尔电话公司的一位工程师卡尔·央斯基在使用巨大的定向天线研究越洋无线电话的声音在短波上受到的静电干扰时，他注意到以纸带记录器记下的模拟信号，持续的有着来源不明但会一直重复的信号。由于这个信号每天有一个峰值，因此央斯基起初怀疑干扰的来源是太阳。持续的分析显示，来源不随着太阳的出没变化，而是以23小时56分的周期重复著，这个特征显示来源是一个固定在天球上的天体，才会与恒星时同步转动。

通过它的观测和与光学天文的星图比对，央斯基认为辐射是来自银河，并且朝向中心星座的人马座方向最强。[2]他在1933年公布了这项发现，央斯基本想再进一步的详细研究来自银河的无线电波，但贝尔实验室重新分配了另一项工作给央斯基，使他不能继续在天文学的领域内完成进一步的工作。

1937年，格罗特·雷伯修建了一架9米直径的抛物面碟形无线电望远镜，成为射电天文学的先驱。他以仪器重做了央斯基早期的工作和一些简单的工作，也进行了第一次的无线电频率巡天。[3]在1942年2月27日，英国陆军的研究官员J.S. Hey发现太阳散发出无线电波，开始协助射电天文学的推展。[4]在1950年代初期，英国剑桥大学的马丁·赖尔和安东尼·休伊什使用剑桥干涉仪描绘天空的无线电图，制做了有名的2C和3C无线电源巡天星表。

技术

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射电天文学家使用不同的技术来观察无线电频谱中的物体。仪器可以简单地指向高能无线电源以分析其发射。为了让“成像”区域更加详细，需要记录多个重叠的图像并将其拼凑称马赛克图像。使用的仪器类型取决于信号强度和所需的细节量。

从地球表面进行的观测仅限于可以穿过大气层的波长。在低频或长波长下，传输受到电离层的限制，电离层会反射频率低于其特征等离子体频率的电波。水蒸气会干扰较高频率的射电天文学，因此需要在非常高非常干燥的地方建造射电观测站，以便以毫米波波长进行观测，并使水蒸气的影响最小。最后，地球上的传输设备可能会导致射频干扰。因此，许多无线电台都建在偏远的地方。

射电望远镜

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主条目：射电望远镜
 
 
哈勃空间望远镜拍摄的星系M87光学影像，使用VLA干涉仪拍到的同一星系，以及使用VLBA获得的中心区域影像，这些天线分别位在美国、德国、意大利、芬兰、瑞典和西班牙。颗粒的喷流被怀疑是由位在星系中心的黑洞提供的动力造成的。

射电望远镜需要如此的大是因为需要接受信号和获得高的信噪比，也因为角分辨力是" 物镜 "直径的函数，与被观测的电磁辐射波长的比例，相较之下射电望远镜就必需比光学望远镜大上许多。例如，一架1米口径的光学望远镜是观测的光波波长的200万倍，解析力是数个弧秒；而一架盘面大上许多倍的射电望远镜，依据他所观测的波长，也许只能分辨满月（30弧分）大小的天体。

射电干涉仪

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光学天文观测一般是利用光的粒子性，而射电天文观测技术则是利用光的波动性（无线电波也是光的一种）。射电天文观测往往能记录下电磁波的相位信息，这使得人们可以通过干涉原理，将多台射电望远镜的观测数据进行相干计算，得到更高的分辨率。理论上，射电干涉仪在某一方向上能达到的最佳分辨率取决于该方向上相距最远的两台望远镜的距离。

射电干涉仪的发明意义重大，它的使用，不仅可以使得射电天文观测所能达到的分辨率超过光学天文，也能通过建立射电望远镜阵列来增加观测灵敏度，突破了射电望远镜单镜的口径限制。射电干涉仪的发明者，英国剑桥大学的马丁·赖尔（Martin Ryle,1918-1984）和安东尼·休伊什（Antony Hewish,1924-- ）因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。这也是诺贝尔物理学奖第一次授予天文学研究。

甚长基线干涉测量

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Mount Pleasant射电望远镜是澳大利亚VLBI网络中使用的最南端的天线.

从1970年代开始，射电望远镜接收器的稳定性得到了提高，使得全世界（甚至在地球轨道上）的望远镜可以组合起来进行甚长基线干涉测量(VLBI)。通常不从物理上连接天线，而是将每个天线处接收到的数据与通常来自本地原子钟的定时信息配对，然后存储以供以后在磁带或硬盘上进行分析。在那以后的时间，该数据与来自类似记录的其他天线的数据相关，以产生结果图像。使用这种方法，可以合成实际上是地球尺度大小的天线。望远镜之间的大距离可以实现非常高的角分辨率，实际上比任何其他天文学领域都大得多。在最高频率下，小于1毫秒的合成波束是可能的。

今天运行的最重要的VLBI阵列是超长基线数组（其中的望远镜遍布北美洲）和欧洲VLBI网络（英语：European VLBI Network）（欧洲，中国，南非，和波多黎各的望远镜）。每个阵列通常单独运行，但是偶尔会观察到一些在一起观测的项目，从而提高了灵敏度。 这被称为全球VLBI。 在澳大利亚和新西兰还有一个称为LBA（长基线阵列，Long Baseline Array）的VLBI网络[5]，在日本，中国和韩国的阵列也一起观测，形成了东亚VLBI网络（EAVN）[6]。

天文电波源

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利用无线电技术测得的宇宙微波背景辐射资料转换成的图像。

射电天文学为天文知识带来了相当的进展，特别是好几种天体的新发现，包括脉冲星、类星体和活动星系。这几种天体的表现可算得上宇宙中最激烈、能量最高的物理活动。

射电天文学测量了星系的旋转速度，发现星系中有大量物质是看不见的，但是它们的引力是可察觉的，这就是暗物质。

宇宙微波背景辐射是射电天文学上的一个重要发现，它为大爆炸理论提供了有力的支持。

射电天文望远镜也用来研究离地球近得多的东西，包括太阳活动、太阳系行星的表面。

参看

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参考文献

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  1. ^ http://www.nrao.edu/whatisra/hist_prehist.shtml （页面存档备份，存于互联网档案馆） NRAO.org, "Pre-History of Radio Astronomy" Compiled by F. Ghigo
  2. ^ Karl G. Jansky, "Radio waves from outside the solar system", Nature, 132, p.66. 1933
  3. ^ 存档副本. [2007-08-07]. （原始内容存档于2020-08-07）. 
  4. ^ J. S. Hey. The Radio Universe, 2nd Ed., Pergamon Press, Oxford-New York (1975),
  5. ^ VLBI at the ATNF. 7 December 2016 [2021-03-24]. （原始内容存档于2021-05-01）. 
  6. ^ East Asia VLBI Network and Asia Pacific Telescope. [2021-03-24]. （原始内容存档于2021-04-28）. 
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