射电望远镜与干涉测量

射电望远镜和干涉测量技术通过大型天线和阵列探测并结合来自宇宙的射电波段辐射，其灵敏度和角分辨率远超单个天线。

Definition

射电天文学仪器包括用于观测波长约一厘米到几十米的电磁辐射的天线、接收器和信号组合系统，其中包括能够合成更大孔径分辨能力的干涉仪。

Scope

该领域涵盖了收集射电波的天线和反射器、放大和探测微弱信号的低噪声接收器、通过孔径合成（天线阵列形成高分辨率图像的原理）以及连接各大洲天线以实现天文学中最清晰图像的甚长基线干涉测量。

Sub-topics

• 孔径合成与干涉测量
• 射电天文接收机
• 射电望远镜天线
• 甚长基线干涉测量

Core questions

• 微弱的射电信号是如何被收集和放大以超越接收器噪声的？
• 组合来自分离天线的信号如何提高角分辨率？
• 什么是孔径合成，它是如何形成图像的？
• 全球范围内的天线如何作为一个单一望远镜运作？

Key theories

干涉测量与范西特-泽尼克定理

关联一对天线的信号可以测量天空亮度的傅里叶分量之一，因此采样多个基线的阵列可以重建图像，这种关系由范西特-泽尼克定理正式确立。

孔径合成

通过利用地球自转和多个天线对来填充空间频率平面，阵列可以合成与其最长基线一样大的孔径的分辨率。

系统温度与灵敏度

射电灵敏度受系统温度、带宽和积分时间的影响，这促使人们开发冷却的低噪声接收器和大型收集面积。

Clinical relevance

射电仪器为脉冲星、宇宙微波背景、脉泽、活动星系核和星系冷气体打开了一扇窗；干涉阵列现在能够提供毫角秒成像，解析黑洞周围的环境。

History

1932年，詹斯基探测到宇宙射电辐射，雷伯建造了第一个专用抛物面天线，但该领域在20世纪50年代和60年代因赖尔的孔径合成技术的发展而发生了转变。甚大阵、ALMA和全球甚长基线网络等阵列现在占据主导地位，后者产生了首批黑洞阴影图像。

Key figures

• Karl Jansky
• Grote Reber
• Martin Ryle

Seminal works

• thompson2017
• wilson2013
• burke2019

Frequently asked questions

为什么射电望远镜比光学望远镜大得多？

角分辨率取决于以波长衡量的孔径大小，而射电波比光波长得多，因此射电抛物面天线必须非常巨大才能与即使是普通的光学望远镜相匹配。干涉测量通过组合许多分离的天线来充当一个巨大的孔径，从而规避了这个问题。

干涉仪如何在没有单个大镜面的情况下成像？

每对天线测量天空的一个空间频率分量。通过使用多个天线对并让地球自转扫过基线，阵列采样了足够的组分，然后通过傅里叶变换重建图像，这种技术称为孔径合成。