天文学概论天文望远镜课件.pptx

一、射电天文学的萌生和射电望远镜原理
二、世界大型单天线射电望远镜
三、综合孔径射电望远镜
四、甚长基线干涉仪系统的发展
五、我国射电天文望远镜
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1933年美国贝尔电话
实验室的央斯基发现
银河系中心发射来的
无线望远镜
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3，全天可动天线:澳大利亚64米射电望远镜
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4，主动光学：德国Bonn100米口径射电望远镜
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望远镜天线表面如果和理想抛物面有差
别，来自与抛物面主轴平行方向上的天体
射电波不能会聚到焦点上。导致灵敏度和
分辨率都变差；
建造大天线的困难：
（1），天线表面要求高精度
（2），大天线在自然条件下容易变形（重力、风力、温度……）
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1，赖尔的故事
1939年牛津大学物系毕业后就到
剑桥大学卡文迪什实验室从事雷
达天线的研制。
二战时，应征入伍。曾从事有
关雷达系统。战后，回到卡文迪
什实验室，从事射电天文研究。
发明综合孔径射电望远镜荣获1974年诺贝尔物理学奖。
三，综合孔径射电望远镜
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2, 射电天文发展遇到的最大困难:
分辨率非常低
射电厘米波段的波长比可见光要长10万倍，
相同口径时，分辨率要差10万倍。远不如光
学望远镜。
射电望远镜无法像光学望远镜那样获得天
体的照片。
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射电望远镜超过光学望远镜
可能吗？
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天体电波投到天线，由
传输线引到接收机进行相
加，两路电波的相位相同
则增强，相反则抵消，即
产生干涉；
路程差BC随天体的周日
运动而变化，变化一个角
度，可以使BC变化一个
波长。
3, 双天线干涉仪原理图
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干涉仪大大提高分辨率
分辨率公式

（D为两面天线之间的距离！）

取基线100千米，波长5厘米，，
达到大型光学望远镜的分辨率。
进一步增加基线, 就可以超过光学望远镜了。
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4，综合孔径望远镜－－化整为零
可以看成：
1，许多基线长短
不同的双天线干涉仪
化整为零！
2，资料处理：
把各个双天线干涉仪
的资料合起来处理
聚零为整！
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困难和突破：
计算任务繁重，随计算机技术发展
综合孔径原理在1954年已由实验证
实是正确的，但因要处理异常多的观测
数据，计算量特别大，在50年代还没有
储存容量足够大、计算速度足够高和的
计算机来完成资料的傅里叶变换。
到了60年代随着计算机的发展，综合
孔径射电望远镜的发展才成为可能。
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27面直径26米的可移动抛物面天线,沿臂长为
21千米Y形基线放置；。
美国的甚大阵（VLA）综合口径望远镜
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英国多天线
微波连接干
涉仪系统
（MERLIN）
1980年投入
观测
由7台射电望远镜组成，用微波接力方法把信号
送到总部，基线长度超过200千米。
分辨率比美国甚大阵（VLA）提高了约一个数量
级，。
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取消馈线，两面天线可以放得尽量的远，
故称甚长基线干涉仪。分辨率可达毫角秒
～微角秒。大大超过大型光学望远镜。
已经实现洲际和空间甚长基线干涉网。
四，甚长基线干涉仪
（超越综合口径）
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两台射电望远镜有独
立的接收机、本振（原
子钟）和记录器；
在记录上打上原子钟
时标，保证同时观测；
用原子钟做频率标准，
保证观测同一波段；
观测结果事后由相关
器处理。
1，甚长基线干涉
观测原理
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1980年联合建立欧洲甚长基线干涉观测网，
简称EVN。
欧洲网所覆盖的地区还不够大，邀请中国
和南非参加，形成非常长基线的VLBI网。
上海25米射电望远镜的加入，使基线长了
3倍多；
乌鲁木齐射电望远镜的参加，使分布更合
理，观测精度提高了4-5倍。
2, “名不副实”的欧洲网
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名不副实的欧洲网
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3, 美国甚长基线干涉阵（VLBA） (1993)
10台25米口径射电望远镜一模一样；
从美国东部到西部的夏威夷，约8600千米；
最短波长达到 mm
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突破地球大小的限制
日本甚长基线干涉空
间观测站（VSOP）
1997年完成
口径为8米的射电望远镜在太空，轨道周期约
６小时，近地点为560千米，远地点为21000千米。
观测波长18cm, ；
4, 甚长基线干涉空间观测
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