2第二章射电天文望远镜定

1、第二章 射电天文望远镜 (August 30, 2012 Already Viewed)与光学望远镜400年的历史相比，射电望远镜仅有七十多年，但很快就步入了鼎盛时期。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的发现成为20世纪中最为耀眼的天文学成就。在1967年发现脉冲星时，已有好几台大型射电望远镜具备很强的观测脉冲星能力，很快就转入脉冲星的观测研究。我国在1990年开始进行脉冲星的观测实验，1996年获得成功，目前仅有新疆天文台25米射电望远镜系统地开展脉冲星的观测研究。从21世纪开始，我国加快了射电望远镜发展的步伐，正在建造或筹建的几台大型射电望远

2、镜，建成后将大大提高脉冲星的观测能力。2.1脉冲星信息的主要特点和射电望远镜的基本结构射电望远镜是脉冲星观测发现和研究的最重要也是不可或缺的观测设备。射电脉冲星天文学的发展很快，得利于射电望远镜技术的蓬勃发展。2.1.1地球大气窗口和射电望远镜的分类天体的辐射常常包括从射电、光学、X射线和伽玛射线整个电磁波谱。但是地球大气只有两个窗口，允许可见光和无线电波段通过。由于大气中有水汽,氧和臭氧的吸收带，对毫米波和亚毫米波段而言，只是部分透明。对于红外、紫外、X射线和伽玛射线的能量被大气全部吸收，必须把探测设备放入太空轨道才能观测。如图1.1所示。明 不5x06x10*-J i! It耳.图1.1地

3、球大气辐射窗口：允许可见光和射电辐射通过大气射电窗比可见光窗宽得多，可见光窗的带宽 Av/v只等于2, 架光学望远镜能观测整个光学波段的辐射。射电窗口的带宽Av/濒y高达5个数量级，一台射电望远镜不能观实际上是很好的单测整个射电波段的辐射， 一台射电望远镜只能接收一定波段的射电辐射,色仪。按波段把射电望远镜分为米波（Z 1m）、分米波（10cm 1m）、厘米波（1cm 10 cm）、毫米波（1mm 1cm）和亚毫米波（1mm 0.35mm）射电望远镜。无线电通讯也使用这些波段，而且历史比射电天文悠久，因此射电天文常借用无线电工程中的术语，把 微波段（0.7cm 一 30cm）大致分成8个波段，

4、常用波段代码所示。如表X所示:表1.1波段代码和它代表的频率和波长频率范围（GHz）近似波长（cm）波段代码0.30-0.3490P1.24-1.7020L2.65-3.3513S4.6-5.06C8.1-8.83.6X14.6-15.32U22.0-24.01.3K40.0-50.00.7Q脉冲星辐射是幕率谱，谱指数在1.5-2的范围。因此脉冲星的低频比较强，随着频率的增加，脉冲星的流量密度下降很快。早期的脉冲星观测大都利用低频观测，如发现脉冲星是81MHz的观测，后继的观测所用的频段高一些，如408MHz、610MHz、930MHz。当前，比P、L和S波段。较流行的观测频率则是1420MH

5、z、1500MHz、1950MHz等比较高的频段。脉冲星观测主要波段在米波和分米波段。也就是说脉冲星的观测基本上就用2.1.2射电脉冲星信息的主要特点与天体物理学其他领域的研究相同，脉冲星是遥远的天体，只能通过接收电磁辐射来研究它们的性质。目前发现的脉冲星约2000颗，主要是存在银河系中，但在近邻星系大小麦 哲伦云中已经发现一些射电脉冲星。要想在其他星系中发现更多的射电脉冲星，还需要大大提高射电望远镜的观测能力。与其他射电源相比，脉冲星的辐射有其独特性。1信号极其微弱，要求非常高的灵敏度射电望远镜接收到射电源的辐射用流量密度表示,即单位时间单位频率接收到的射电源辐射功率，单位是央斯基（Jy ）

6、,其值为:(1. 1)1Jy =103J/(sHzm2) =10d6w/(m2Hz)目前观测到的最弱的脉冲星是美国GBT在1950MHz频率观测的PSR J1748-2246只有80 Jy。我国新疆天文台25米射电望远镜能观测的最低流量密度为0.5mJy的脉冲星，每秒到1百万倍还多。达馈源的能量约为7.5X 10-19尔格。天文学家曾用拿起一根羽毛所付出的能量做比喻，这点能量比全世界的射电望远镜在一年中接收到所有脉冲星的能量的射电天文望远镜的灵敏度用最小可观测流量密度表示:Smin2kTsys(1.2)其中k为波尔兹曼常数：1.38X 10-23J/K （焦尔/开），Tsys是接收机系统的噪声

7、温度（K开尔文），A-天线口面面积（m2）,是观测时间或积分时间（S）,也f观测频带宽度（即接收机带宽）（Hz ）。由公式可以知道,提高灵敏度的方法是降低系统的噪声、增脉冲星的信号极其微弱，对射大天线的接收面积、加长观测时间和扩展接收机的频带宽度。电望远镜的灵敏度提出很高的要求，推动了大口径天线、 低噪声放大器和宽带消色散终端技 术的发展。这些将在以后的章节详细讨论。2,很短的周期脉冲，要求高时间分辨率脉冲星的辐射呈现很短周期的脉冲，从最短的1.4ms到最长的8.5s大多数脉冲星的周 期都在1s以下。为了能够分辨脉冲星短周期结构，采样时间必须比周期短百倍以上，要求射电望远镜有很高的时间分辨率。

8、实际上，这种采样方式只是能大体上描绘出脉冲强度的分 布，即脉冲形状，只保留了脉冲强度的信息，所有相位信息全丢失了。根据奈奎特定理，只有当采样频率大于信号中最高频率的2倍时，采样之后的数字信号才能完整地保留原始信号在进行基频混频以后， 最高频率可10ns到1ns。也就是要求射电望远镜有极高的时间分辨率。这种采样所采取的数据量惊人,相应的计算量也特别大。对计算机的中的信息，才有可能根据各采样值完全恢复原来的信号。到100MHz，甚至1000MHz。这样就要求采样时间达到要求更咼。3,信号受受各种因素的影响，要求很强大消色散能力脉冲星辐射经过漫长旅程才到达射电望远镜的。在传播过程中将会受到银河系星际

9、介质的色散和散射的影响，其中色散的影响最为严重,要求射电望远镜具有很强的消色散能力。这将在第三章中专门介绍。4,部分课题要求高空间分辨率脉冲星的观测对空间分辨率并没有什么要求。在天线方向图的主瓣内同时观测到多个脉冲星并无妨碍。目前甚长基线干涉仪网的分辨率已远远超过大型光学望远镜,还不能分辨半径仅有10千米的中子星的辐射区的细节。但是，部分观测研究课题，如测量脉冲星的准确位置、自行和周年视差等课题要求有很高的空间分辨率。这是单天线射电望远镜做不到的,往往要应用综合孔径射电望远镜、甚长基线干涉仪阵来观测。2.1.2射电望远镜的基本结构射电望远镜通常是由天线、馈源、接收机、数据采集和计算机等5部分构

10、成。以新疆25米射电望远镜来介绍射电望远镜的基本结构，这台射电望远镜在我国系统地观测脉冲星已经十多年，经过不断地技术改造具有比较强大观测脉冲星的能力。图XX是新疆25米的系统方框图。电望远镜系统方框图tt ,Ia图1.2射电望远镜系统方框图1,天线系统和光学反射望远镜相似，投射来的天体电磁波被天线反射后同相到达公共焦点。一般情况下，射电望远镜只有一个主反射面，馈源和前置放大器放置在抛物面天线的焦点处,称之为主焦方式。主焦方式的缺点是馈源的方向图主瓣和旁瓣对着地面及附近的物体,导致额外噪声的干扰。新疆25米射电望远镜的天线是由主反射面旋转抛物面和一个副反射面双曲面组成的卡塞格林系统。这种天线系统

11、可以把焦点改到主反射面表面中心处,使馈源的方向图主瓣和旁瓣是对着天空的。图X中可以看清楚，在主反射面的抛物面之上有 4个支架支撑着一个作为副反射面的旋转双曲面。在抛物面中心处突起的圆锥状物就是馈源，即原理图XX中的F2。图XX新疆天文台25米射电望远镜图XX 主焦方式尊敕抛物面-龙图XX卡塞格林天线原理图副面是旋转双曲面，它有 2个焦点Fi和F2，焦点Fi与旋转抛物面的焦点重合，称为虚焦点。焦点F2是我们所需要的，称实焦点。选择适当的参数使实焦点恰好处在抛物面的顶 点附近，与馈源（通常为喇叭）的相位中心重合。这样来自射电源的平行于抛物面主光轴的2个焦点Fi和F2，焦点射线就可以会聚在实焦点 F

12、2处。若副反射面为旋转椭圆面，则是格列高里天线。旋转椭圆面有Fi与旋转抛物面的焦点重合，焦点F2则放在抛物面的顶点附近。这样来自射电源的平行于抛物面主光轴的射线不仅可以会聚在实焦点Fi处，还会聚到 F2处。德国XXX 100米射电望远镜就是采用格列高里天线，设置了两个馈源屋。图XX格列高里天线原理图抛物面天线能够灵活运转。地平式要求抛物面能在水平方向转动360度以上，在仰角方面能抛物面天线表面和一理想抛物面的均方误差如不大于入20，该望远镜一般就能在波长大于入的射电波段上有效地工作。 对米波或长分米波观测，可以用金属网作镜面；而对厘米和毫米波观测，则需用平整光滑的金属板（或镀膜）作镜面。新疆2

13、5米射电望远镜采用铝板做镜面，最短工作波长达到1.3cm。2,接收机系统从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波，必须达到一定的功率电平，才能为接收机所检测。射电天文接收机种类繁多， 目前常用的分类方法大体有三种。一种是按照波段分类, 可划分为米波、微波、毫米波和亚毫米波接收机。一种是按照所采用的无线电技术特点分类,可划分为射频调谐式和超外差式接收机，常用的是超外差式接收机。接收机由低噪声前置高。低噪声前置放大系统把馈放、滤波、混频、中频放大器以及本振系统组成（如下图所示）源收集到的射频信号功率放大，变换成较低频率（中频）后用电缆将其传送至控制室，在那里再进一步放大、检波，最后由计算机记录下观测

14、数据。不同的天体物理观测课题要求不同的采集数据的方式，一般有总功率采集和频谱采集。脉冲星观测则要求有消色散能力，配备了加工、存储数据和显示初特殊的消色散接收机终端。计算机的功能有两个方面，除了记录、 步处理结果的功能外，还要操控天线系统的运转。新疆25米射电望远镜观测共分 8个波段：92cm, 49cm, 30cm, 18cm, 13cm, 6cm, 3.6cm和1.3cm。每个波段都有自己的馈源。92cm、49cm和30cm的馈源是线极化的偶极振子天线,其他波段的馈源则为喇叭天线。喇叭天线是一种波导管终端渐渐张开的圆形或矩形截面的微波天线，分别称为圆锥喇叭和角锥喇叭。其中波纹喇叭有带宽大、增

15、益高、方向图对称和旁低的优点，它是目前用作馈源最好喇叭天线。其中13cm和3.6cm的馈源喇叭是套装一起的，可以同时观测。6节将18cm、6cm和1.3cm的前置放大器是致冷系统，因此噪声温度比较低。在本章第介绍新疆25米射电望远镜18Cm波段的致冷的前置放大系统。3,天线的支撑和运转射电望远镜天线的运转有3种形式：地平式、赤道式和中星仪式。新疆25米射电望远镜采用地平式。为了观测处在四面八方的射电源，或者对某一射电源进行跟踪观测，都需要调整约90度。在跟踪观测时，水平方向和仰角都要变化，虽然比较复杂，但很容易利用计算机来控制。目前大型射电望远镜基本上都采用地平式。支撑反射面的支架不仅要使抛物

16、面天线形状尽量保持不变,还要使天线能指向所要求的观测目标，能随天球转动跟踪监视射电源。对指向精度和跟踪精度有严格的要求。指向精度是指天线指向天体的准确程度，用望远镜的实际指向和预期指向之间的差表示。由于射电望远镜指向天球的各种方向时，这种误差都不相同，所以要用各个位置上误差的均方根值（rms）来定义。一般地要求满足均方误差不大于该频率的方向图的半功率束宽的一半。由于天线的方向图主瓣宽度随频率的增加而变窄，高频观测对指向精度的要求更高。如美国格林班克射电望远镜（GBT）在17GHz观测的指向精度为17”。对于弱源的观测，天线要能连续地跟踪射电源，要使预定的观测目标一直保持在指向精度以内，其误差称

17、为跟踪精度。4,新疆25米射电望远镜的脉冲星观测新疆25米射电望远镜的口径比国际上经常观测脉冲星的大型射电望远镜小很多,但是在接收机方面下工夫使差距缩至最小。并选择了需要坚持经常性观测到研究课题，充分发挥了中小射电望远镜的优势。从1999年开始对74颗脉冲星进行脉冲到达时间的监测，2002年开始对280颗脉冲星进行监测。在脉冲星周期和周期变化率参数的修正、自行、星际闪烁、周期跃变和周期噪声；单个脉冲、平均脉冲及模式变换、射电暂现源等等观测研究方面发表了一系列的观测结果。其中脉冲周期跃变的观测成果最有显示度，俗称星震的周期跃变是一种偶发事件，新疆 25米射电望远镜在2000年至今的11年中，共发

18、现50多次星震事件，占全世界发表的星震事件数的五分之一以上。（参考文献）2.2抛物面天线及天线的性能参数天线的种类很多，如抛物面天线、抛物柱面天线、球面天线、抛物面截带天线、喇叭天线、偶极子阵天线等。但是，脉冲星观测常用的射电望远镜中采用抛物面天线的居多,其次是球面天线和偶极子阵天线。作为馈源，最常用的是偶极振子和喇叭天线。2.3.1抛物面天线抛物面是由抛物线绕它的轴线旋转而成，故又称旋转抛物面。图2.4是最常用的旋转抛物面天线的示意图。OF为主光轴，D为直径，焦径比f/D的大小表征抛物面的结构特征。f/D越大，抛物面越浅，加工越容易，但馈源须离反射面越远，天线的抗干扰能力越差。图2.4旋转抛

19、物面天线示意图（需参考郑兴武的图修改）抛物面天线作为接收天线，也可以作为发射天线， 其工作特性是一样的。 这就是天线互易定理。从发射天线的角度来理解天线的定向性更直观,比如雷达天线把能量集中在某一方向射出。作为接收天线，方向性表现在只能接受来自某一定方向的无线电波,其方向性的表述与发射天线完全一样。射电波是电磁波，遵守麦克斯韦方程组，在不同媒质的分界面上都会发生反射、折射、散射、绕射、干涉等现象，满足波动的基本规律。当射电波的波长入比天线尺寸小很多的情况下，可以把射电波当作射线， 用几何光学的关于光线、 直线传播和几何阴影等概念来处理和设计。抛物面天线的第一个优点是观测波段比较宽，可以同时在几

20、个波长上进行观测，适合多种课题的观测研究。 第二个优点它能将来自射电源的射电波反射并聚焦在一个“点”上,很容易被放置在焦点处的馈源所接收。整个孔径都满足费马等光程性,也即图（XX）中所标明的射线的路程都相等：ABF = CDF = EGF = HKF =。（要根据郑兴武的图改画）这保证射电波在焦点处电波相位相同。但实际的抛物面天线口径总是有限的。电磁波通过口径面时会产生绕射，产生与口径大小及口径场分布有关的窄波束。222天线有效面积和天线效率天线的第一个重要功能是收集天体的辐射能量。天线的面积越大，能收集的能量越多。然而天线口径的几何面积并不能代表真正的接收面积,很多因素会影响能量的收集，因此

21、常用有效接收面积来表征天线实际收集辐射的面积。设在频率V处单位频率间隔里在射电望远镜天线的输出端可用功率为P十（瓦赫-1）。很显然，这个输出功率正比于被测定射电源的流量密度S（瓦米-2赫-1）。所以射电望远镜在频率V处接收到的天体信号的功率是:P = ASAv(瓦)(2.3)其中A是射电天线的有效接收面积，为所接收到信号的频带宽度。很自然，存在一个天线效率参数，其定义是:(2.4)其中A是天线有效面积，Ag为几何面积。天线有效面积与观测频率及方向有关，不同频率或不同的方向有不同的接收本领。引起天线效率比1小的原因很多，主要有:抛物面表加工精度不够或变形：天线面板误差均方根值为入/20时，天线增

22、益降低39%,相当于有效接收面积减少。馈源的偏振特性与天线效率紧密相关：天体发出的非偏振波（随机偏振波）都可以平均来说,分成两个偏振成分，如相互垂直的两个线偏振分量或左旋与右旋圆偏振两个分量。两个偏振分量各携带总功率的一半。若用一个偶极子天线作为馈源，由于它是线偏振天线,将要损失了一半功率。馈源的方向图与主反射面的配合情况影响效率：放在抛物面焦点处的馈源，若其方向图主瓣小了，照明不充分，会丢失一部分能量。大了或刚好，馈源的主瓣或旁瓣把来自地面的干扰收集进来，使信噪比减小。其效果都是使有效接收面积减少。表2.2是美国甚大阵（VLA ） 25米射电望远镜不同波段的有效面积（增加新疆 25米数据）频

23、率（MHz）0.073-0.3-1.24-4.5-8.1-14.6-22.0-40.0-0.07450.341.705.08.815.324.050.0近似波长（cm）400902063.621.30.7代号4PLCXUKQ天线效率（）1540556963584035从表中可以看出，波长为6厘米的C波段的天线效率最高。4米波长的天线效率仅 15%,其原因是波长太长，绕射现象严重。波长为0.7厘米时的效率为35%，主要原因是天线表面精度不够或变形。223抛物面天线的方向性、角分辨率和增益天线的第二个特点是它的方向性。从几何光学角度来理解，凡是与抛物面主光轴不平行因此具有的天体射线不能在焦点处聚焦

24、。抛物面天线只能接收与光轴平行的方向来的辐射,很强的方向性。但是由于光的波动性，以及口径有限，射电波经过抛物反射面后，将会在焦点处形成明暗相间的衍射图样。这与光学的圆孔衍射实验是一样的（图（。）。衍射图样的中央是很亮点圆斑，集中衍射射电波能量的83.4%，称为爱里斑。图XX是用极坐标表示的抛物面天线的功率方向图，有主瓣、旁瓣和后瓣。图2.5光学圆孔衍射的实验后瓣图2.6轴对称抛物面射电望远镜天线天线归一化功率方向图的切面图,其中在光轴方向P (0) = 1。定义爱里斑的半功率宽度为射电天线的分辨率,用爱里斑的半功率角宽度0来代表。与波长（入）及孔径直径d）满足关系：sin 0 =1.22入因为

25、0角一般都很小，有 sin 0,00 1.22 入 /d(2.6)功率方向图可以通过测量或观测一个射电点源获得。与方向图有关的一个参数是天线增益。对于各向同性的发射天线， 其能量平均地向四面八方发射，而定向天线天线则集中在某些方向。在发射总功率相同的情况下，定向天线在某 一方向最大的发射功率与各向同性天线情况时的某一方向的发射功率之比就是天线的增益。2.3脉冲星观测常用的大型射电望远镜脉冲星观测要求高灵敏度，因此大口径天线射电望远镜成为首选。建造大型全可动抛物 面天线的技术难点是加工精度和使天线表面时时处处都保持与理想抛物面的差别不超过1/20波长。然而由于重力、风力以及受热不均匀导致热胀冷缩

26、都是不可避免的。需要采取不同的方法加以解决。目前国际上的 4台大型抛物面射电望远镜和一台固定地面的球面天线射电望远镜对脉冲星观测研究的贡献最大。此外偶极子阵射电望远镜和综合孔径射电望远镜的相加模式也有 不少观测成果。2.3.1脉冲星观测常用的抛物面射电望远镜图1.3脉冲星观测常用的大型射电望远镜1,英国洛弗尔76米射电望远镜1957年英国焦德尔班克 76米射电望远镜率先投入观测，成为世界上第一台大型射电望远镜，具备很强大观测脉冲星的能力，在发现脉冲星之前曾多次观测到脉冲星信号,遗憾的是没有认证出来。这台射电望远镜在剑桥大学发现脉冲星后立即投入脉冲星的观测,继剑桥大学之后，在“自然”情况发表第二

27、篇脉冲星论文。1971年的巡天就发现39颗脉冲星。1984年率先在球状星团中寻找到毫秒脉冲星。至今仍是国际上最好的观测脉冲星的设备之一。焦八、德尔班克天文台的工程师研制的13个波束接收系统在澳帕克斯望远镜应用，导致最近几年的脉冲星巡天发现了比过去 30年发现的数目还多。2,澳大利亚帕克斯64米射电望远镜1958年动工建造，1961年开始投入观测。以观测站所在地帕克斯（ParkeS命名。40多年来，望远镜的外貌和基础结构没有变，但经多次技术改造，望远镜的观测波长已短到1.3厘米。早期配合悉尼大学在莫朗格洛（Mol on gio）米尔斯十字射电望远镜的东西臂，在408MHz上进行的巡天观测，成果辉

28、煌，到1978年共发表所发现的 187颗脉冲星。米尔斯十字的东西臂，接收面积达 18000平方米。比帕克斯 64米灵敏度高一些，由于是扇形方向图，主瓣半功率宽度为4.3x1.4。在赤纬方向很宽，巡天效率很高。发现脉冲星的候选者后，再利用帕克斯64米射电望远镜做进一步观测，确定众多的参数。最近的20年帕克斯射电望远镜成为国际脉冲星巡天的主力,其中与英国焦德尔班克天文台合作的多波束巡天最为成功。13个波束的馈源系统不仅加快了巡天进度，也提高了观测灵敏度，发现脉冲星的数量成倍的增加，帕克斯射电望远镜发现的脉冲星占总数1800余颗的一半以上。其中不乏类似双射电脉冲星和新型天体射电旋转暂现源（RRAT）

29、这样的精品。3,德国埃费尔斯贝格100米射电望远镜德国提出建造口径100米可跟踪射电望远镜于1968年开始建造，1972年8月 1日启用观测。因放置在埃费尔斯贝格山谷中而得名。该射电望远镜在国际上首次采用主动反射面技术。2372块长3米宽1.2米的金属板构成抛物面反射面。在每块金属板下面安装一种特殊的可调整的支撑结构，根据精确地测出的天线表面变形的数据控制机械装置进行面板的调整,使之保持抛物面的形状。观测波长达到3毫米，率先在毫米波段观测研究脉冲星的辐射特性。（参考文献）4,美国格林班克100米口径射电望远镜（GBT）1988年11月15日美国口径最大的 91.5米射电望远镜，在使用过程中突然

30、倒塌。他们决定建造一台世界上最大、最好的可跟踪射电望远镜，要在天线“表面保全”技术、观测波段和天线效率等方面超越德国100米射电望远镜。射电望远镜天线采用独特的偏轴方式，天线表面正上方空无一物。增加了有效面积，还能消除一般射电望远镜支架所引起的反射和衍射。望远镜的接收机的观测频段从100 MHz到115 GHz。在12GHz115GHz频带采用主动反射面技术。主反射面由2004块小单元铝面板组成，在面板的4个角上安装上可调节高度调节器，在四个小单元面板节点上都有一个用来反射激光测距仪信号的广角后向反射器。为了准确知道天线反射面变形的情况，用布置在塔 架上的6台激光测距仪来测量到天线表面测量点的

31、距离。计算出它与理想抛物面的偏差，然 后应用计算机进行面板的调整。这种实时测量和实时调整的工作方式称之为“闭环模式”在工作频率为12GHz到42GHz之间时，采用一种称之为“开环”的主动反射面工作模式。根据天线结构本身给出重力变形的模型，通过理论计算得出天线处在某个特定位置时因重力导致的变形，由计算机控制驱动单元面板四角的调节器。: Mii-二, 、 *图2.12 GBT主反射面小单元铝面板四角上帝调节器支撑1991年5月动工，2000年8月基本完成。开幕式上，在403兆赫频率上记录下脉冲星PSRB1133+ 16和射电星系1140+223的信息，作为纪念。当前的观测课题中,脉冲星观测占了不小

32、的比例，最重要的特点是高灵敏度观测。5,作为单个天线来使用综合孔径射电望远镜多天线系统组成的综合孔径射电望远镜可以成图并具有很高的空间分辨率。但是也可以采用相加模式，把各个天线接收到的信号同相相加，当作一面大天线使用。已有一些综合孔径射电望远镜采用相加模式观测脉冲星。(1)，荷兰威斯特博尔克综合孔径射电望远镜( WSRT)WSRT由14架直径25米的抛物面天线组成，东西向排列在2700米的基线上。10架天线固定， 4架天线可以在铁轨上移动。 观测频率范围从 250兆赫到 8700兆赫, 分为 8个波段。可以用单一波段进行观测，也可以 2或3个波段同时观测。 14架 2 5米口径的天线总接收面积

33、相当于一架口径 93 的大天线，利用相加模式进行脉冲星观测，成果颇丰。(XXX)2) ，印度米波综合孔径射电望远镜 (GMRT )在发达国家竞相研制厘米波甚至毫米波综合孔径射电望远镜的国际潮流中，印度选择了米波和分米波段。并于 1994 年建成巨型米波综合孔径射电望远镜，简称GMRT 。GMRT 由 30架可操纵的口径为 45米的抛物线天线组成。 1 2架比较密集地分布在大约 1平方千米的范围内，成为核心区。其他 1 6架天线沿三条长轨分布，形成 Y 形。最大的干涉基线是 25千米。 脉冲星观测是两个最重要的课题之一。 其总接收面积比美国甚大阵大 3倍是帕克斯射电望远镜的 15倍。使之有可能发

34、现比已发现脉冲星的 3-4倍。发现的第一个毫秒脉冲星PSR J0514-4002A是双星系统中的成员，也是球状星团NGC 1851中发现的第一颗脉冲星。自转周期为4.99 ms轨道周期是18.8 day。望远镜观测分六个频段， 分别是 50兆赫、1 53兆赫、233兆赫、325兆赫、61 0兆赫和 1420兆赫，特别有利于观测研究脉冲星的低频端端频谱特性。6，高空间分辨率射电望远镜高空间分辨率的射电望远镜主要指综合孔径射电望远镜和甚长基线干涉仪网，由多面天线组成，不仅能成像，还在空间分辨率方面大大超过光学望远镜。不过，目前大多数脉冲星观测课题对空间分辨率的要求不高，主要是追求高灵敏度和高消色散

35、能力。对于部分课题，如测量脉冲星的位置、自行和周年视差等高空间分辨率则是必须的。Harrison 等利用英国 MERLIN 多天线干涉仪观测得到 44 颗脉冲星的自行( MNRAS, 261,113-124(1993) 。 2009 年至少有 21 颗脉冲星视差资料发表，其中 7 颗南天脉冲星是用VLBI ，14 颗脉冲星是用 VLBA 。 MERLIN 观测获得的脉冲星自行的数据表明，有的脉冲星 的速度超过了星系的逃逸速度。2.3.2 球面天线射电望远镜为了提高空间分辨率和灵敏度， 把天线做得很大成为最有效的办法。 从目前的技术条件 来说， 1 1 0米口径的可驱动跟踪天线已经接近极限，再大

36、口径天线只能选择固定在地面的方式。美国阿雷西博305米口径射电望远镜选择了固定在地面上的球面天线。现在正在中国贵州建造的500米口径的固定式射电望远镜也是采用球面天线。1，球面天线球面天线与抛物面天线有一个共同点，就是能收集来自射电源的辐射。球面反射镜广泛地用在光学望远镜上。但是，它与抛物面天线却有着两个完全不同的特点:第一，球面天线没有主光轴，来自不同方向的射电源投射到球面天线上的光束（如图XX a和b所示）都有相同的物理性质。因此固定球面天线也可以观测不同方向上的射电源。固定在地面上的球面总是对向天顶，移动天线上方的馈源， 可以接收不同方向来的辐射。图X a及b球面天线的不同部分接收来自不

37、同方向射电源的辐射情形。第二个特点是球面天线不能像抛物面天线那样把投射到它表面的射电波反射到一个焦点上，如图XX所示，而是聚集到一条线上。因此必须使用线馈源。线状馈源的缺点是照明不均匀，有很高的旁瓣，欧姆损耗大，带宽很窄。但是可以增加1个或2个改正镜，能把球面天线反射的射电波汇聚到一个点上。图XX所示，副面A可以使射电源的平行射线会聚到Fi。由虚线表示的副面可以把射线引到球面反射面表面上的F 2。图XX两种球面天线改正镜，及其放置位置:A把射线聚集到F1处的焦点；B把射线聚集到主反射面表面上的焦点F2。为了观测比较大的天区， 固定球面天线的口径要大而馈源照明口径要小。可是有效馈源照明口径小了灵

38、敏度要降低。 球面天线口径和有效馈源照明口径的比例要适当,使固定球面天线既有足够的灵敏度又有比较大的观测观天区。2，美国阿雷西博305米球面射电望远镜美国在20世纪60年代初推出的口径为 305米的阿雷西博雷达射电望远镜,并不是为了天文学研究的需要，而是为了研究地球电离层。后来天文学研究喧宾夺主，使之成为天文学观测研究灵敏度最高的观测设备。这台射电望远镜属于美国国家天文和电离层中心,由康奈尔大学管理。康奈尔大学的葛登(William E. Gordon )教授于1960年提出的这个项目，于1963年底建成。望远镜建造者波多黎各的阿雷西博，以一个比较对称的碗形大坑作为底座，球面直径305米，深5

39、1米，由固定在石灰岩上的钢索网支撑。最初的天线表面是金属网的，最短只能工作在50厘米波段。后来改建为全金属面，观测波段达到3厘米。(图XX,阿雷西博射电望远镜结构图)匸r美国Arecibo 305米射电望远镜图XX美国阿雷西博 305米球面射电望远镜这台射电望远镜的最大特点是高灵敏度，口径305米，实际使用口径是 200米，其接收面积比当时世界上口径最大的英国焦德班克76米口径射电望远镜的接收面积要大7倍，成为世界之最。最初是采用长约28米长的线性馈源，现在改用改正镜来聚焦。悬挂在平台下方的一个圆屋中有一个由两个口径分别为21.9米和7.9米副反射面组合成的改正镜。（图XX圆屋及馈源）与可动型

40、抛物面射电望远镜相比，观测的天区范围要小一多半，但灵敏度特别高，在它能观测的范围内称霸。对脉冲星观测研究有着重要的贡献，最激动人心的观测成果是1974年发现第一个射电脉冲双星系统 PSR191316由于间接地证实了引力波的存在，泰勒和赫尔斯一起荣获1993年诺贝尔物理学奖。1982年，美国的贝克教授等应用这台望远镜发现毫秒脉冲星，开辟了一个新的研究领域。1991年，沃斯赞和弗雷尔用这个望远镜发现毫秒脉冲星PSR125712的行星系统，成为首次发现的太阳系外的行星系统。2.3.3低频观测射电望远镜脉冲星的辐射是幕率谱，在低频端很强，所以早期的观测都是在比较低的频率上进行。发现脉冲星的剑桥大学行星

41、际闪烁射电望远镜是工作频率是81MHz。后来各个大型射电望远镜观测脉冲星都选择 400MHz频率以上，250MHz以下低频的观测比较缺少。俄罗斯独树一帜，一直坚持低频的观测。最近欧洲特大型射电望远镜LOFAR掀起了脉冲星低频观测的高潮。低频射电望远镜大都采用偶极子天线阵，也有用柱状抛物面天线。1，偶极振子馈源半波振子天线是最为常见的一种天线，电视和通讯常用，属于线性天线一类。对于米波和分米波观测，半波偶极天线是最好的馈源。图2.7给出中心驱动的半波偶极天线，天线由两小段组成，各长为 d/2，d= hl2，电流从中间的两端输入。半波偶极天线的方向图是轴对称的，半功率宽度很宽，且与波长无关。用作馈

42、源，方向图的一半（后瓣）背向反射面,有一半的能量损失了。为了解决这个问题，在偶极天线的后面几14处放一个反射器。通常用两个相互垂直的偶极子天线作为馈源，由两路接收机系统放大。 这样保证不损失来自射电源的功率。波长越长有效面积越大，制造半波偶极天线的最大有效面积与工作波长的平方成正比,0.27平方米。也很简单。200 MHz （兀=1.5米）半波偶极天线有效面积约2,剑桥大学行星际闪烁射电望远镜1965年，为了发现类星体的候选体，由休伊什教授领衔设计和建造一台专门用于观测行星际闪烁的大型射电望远镜。因为行星际闪烁随波长的增加而增强，选择了 3.7米的波长。这台射电望远镜是由 2048个偶极子组成

43、的阵列，470米宽45米宽，共16排，每排128个振子天线。采用电子扫描方式调整方向束，属于中星仪，只能当射电源经过天线方向束是进 行观测。i 叭-&X- - H :r图XX剑桥大学闪烁望远镜3,俄罗斯列别捷夫柱状抛物面天线和巨型相控阵1964年前苏联列别捷夫物理所射电天文台建造了一台柱状抛物面天线射电望远镜（简称DKR1000/LJI ）。东西方向1000米，南北方向 40米。工作频带从 61MHz到IIOMKHz范围。在61MHz频率时方向束为14角分X 7度。为中星仪。1973年又建造了一台巨型相控阵（简称BSA/LJI ）,为偶极子天线组成的天线阵列，187米X 384米的矩形，共有1

44、6,384个偶极子天线单元，固定在地面上。工作频率为102.5 1.5MHz。电子计算机控制阵列天线中辐射单元的馈电相位来改变方向图，使方向束在赤纬方向从+90度到-20度之间调整。这两台射电望远镜均在脉冲星低频观测获得不少结果。如给出一批脉冲星在102MHz频率的平均脉冲轮廓（Kuzmin, A. D.等1999）、发现脉冲星频谱的低频反转现象（Kuzmi n,A.D.等，1978）。再如脉冲星 Geminga的观测，这颗脉冲星是由伽玛射线观测发现的,300MHz以上频率的观测一直找不到射电脉冲，被认为是射电宁静脉冲星。Kuzmin等却在102、61和41MHz频率上频率上，发现了它的0.2

45、37s的周期结构。4,欧洲低频阵列（LOFAR ）射电望远镜正在建造的LOFAR是世界上最大的低频阵列射电望远镜。由25,000具小天线组成，观测频段分两段:10-90MHZ （ LBA ）和120-240MHZ （HBA ）,分别采用两种偶极子天线阵。主要放置在荷兰,分为 36个站，其中18个站为核心区，分布在 2千米X 3千米的范围，18个为远程站，围绕核心站分布在100千米范围。还有8个国际站：德国5个站，法国、瑞士、英国各一个站，还将在波兰和意大利各建一个站，总范围达到1500千米。LOFAR的理念很简单，所用的天线单元都是比较简单的偶极子天线。其技术困难在于海量的信息的收集和处理。这

46、台射电望远镜的研究课题很多。脉冲星和暂现射电源是LOFAR六大课题之一，预计将发现1000颗脉冲星。目前已经发表了一些脉冲星观测结果（van.LeeuwenJ.et aL201)众多观测站组成综合孔径式的阵列。脉冲星观测则需要采用总功率方式，即要求将各组天线的信号同相相加，称之为相干观测，形成相干方向束，使观测到灵敏度达到最大。图XX显示由12个台站组成观测点形成的方向束和两颗脉冲星的观测结果。相干观测的灵敏度比非相干阵提高倍数与观测单元所包含的站点数目的平方根成正比,左图下部的直方图显示灵敏度提高约约3.5倍。需要修正各个站点信号的到达时间以实现同相相加。修正量大约为亚纳秒级。图XX中的右图

47、两颗脉冲星（强脉冲星PSR B2217+47和弱脉冲星 PSRB2227+61）的观测结果，实线为相干观测，虚线为非相干观测。结果表明相干观测到信噪比非相干观测到要高很多。Superterp Combined in PhaseLOFAR CoherentSuperterp Deta:!J- I:吟 l亠 Sensitivlty ComparisonRe耳已t.刊 r1Tile型IBIK II II .1 川I. 土一严.三图XX由多站组成的观测单元的方向束原理图及2颗脉冲星平均脉冲的观测结果。236未来脉冲星观测的射电望远镜1,上海65米和新疆110米射电望远镜由中国科学院和上海市政府合作建造

48、的上海65米射电望远镜于2008年7月立项，将于8个波段的2015年全部完成。该射电天文望远镜的总体性能列全球第四。望远镜系统配备接收设备，工作波段多、工作频率高、接收频带宽。配备高灵敏度的制冷接收机以及高精度 的时频系统。特别是采用先进的主动面技术， 在所有的观测频率中望远镜都能获得最大的接 收效率。灵敏度比新疆 25米射电望远镜将提高近 7倍，与国际上大型射电望远镜的脉冲星110米口径射电望远镜项目观测研究处于同等的地位。由新疆维吾尔自治区和中国科学院共同提出的在新疆建造 已经推出，正在申请国家立项。这台射电望远镜将采用先进的主动面技术以提高天线有效接收面积，配备8个波段的接收设备。将与美

49、国格林班克110米X 100米射电望远镜并列为世界最大全天可动射电望远镜。望远镜的灵敏度将达到现有的25米射电望远镜的20倍，比目前发现脉冲星最多的澳大利亚帕克斯64米射电望远镜高出近 3倍，与国内多台射电望远镜配合将使我国射电观测研究走到世界前列。新疆地广人稀、气候干燥，容易找到适合天文观测的地方。目前挑选的几个候选台址条件就很优越，其中奇台县的石河子牧场不仅无线电环2境好，而且由于是一个1.5kmX 2km的小盆地，四周群山环抱，可以阻挡山外的电磁干扰。再就是风比较小，气候比较干燥。脉冲星观测研究将是其主要观测课题之一。2，中国贵州500米口径球面射电望远镜（FAST）这台射电望远镜属于国

50、家科学大工程中项目，已于2009年开工建造。这将是世界上接收面积最大的一台射电望远镜。灵敏度比当前口径最大的美国阿雷西博射电望远镜要高出 倍多。成为世界之最。500利用贵州独特的喀斯特地形条件和极端安静的电波环境，选择平塘县大窝凼的开口米的碗形山谷，依托地形建设这台巨型射电望远镜。500 口径球面天线，在观测时实际使用口径为300米，其灵敏度比阿雷西博高一倍多。由于口径增大和设计的改进，观测的天区范围比阿雷西博射电望远镜的要扩大1倍多。导致吊在空中的放置馈源和阿雷西博射电望远镜最大的缺点就是它的馈源系统很复杂,接收机前端的平台重约900吨。FAST采用主动反射面技术使观测时使用的部分天线表面即

51、时变为抛物面，无需改正用的副反射面，使馈源简单多了。平台就小得多、轻得多了。由于灵敏度的提高和观测天区的扩大，FAST对同类天体的可观测数目将增加约单就脉冲星的观测研究，预计能发现约7000颗脉冲星，能使脉冲星到达时间测量精度由目前的120纳秒提高至30纳秒，成为国际上最精确的脉冲星计时阵，为自主导航这一前瞻性 研究制作脉冲星钟。3, 21世纪平方千米射电望远镜图XX SKA示意图1993 年，包括中国在内的十个国家提出“世2纪1的国际射电望远镜”项目，要建造接收面积达1平方千米的新一代大型射电望远镜，简称SKA。进行了将近20年的研究和讨论,到2011年已经有了一些重要的结论： 结构上将采用

52、较小天线组成阵列， 如直径 15米的抛物面天线和平板设计的相位排列。 这是为了降低成本。 整个阵列中大约 50%的望远镜天线将位于中央的 5 公里半径内，另外的 25%将外延至 200 公里范围，最后的 25%将延伸超过 3000公里。 选址中首要的考虑是那里的无线电干扰必须最少。现在已经有两个候选点胜出： 南非的北角地区包括纳米比亚、 莫桑比克、 马达加斯加、 赞比亚、 毛里求斯、 肯尼亚和加纳境内；澳大利亚西部地区包括新西兰。最终选址地点究竟选择哪里还待讨论。SKA 建成后，其灵敏度将比世界上现存任何一台大型射电望远镜高出50倍，分辨率高出 100 倍。该项目预计将耗资 15 亿欧元 （约

53、合 142 亿人民币 ） 。按照计划，工程将于 2016 年开工，在 2 02 0年年底前完成第一阶段施工， 全部工程将在 2024年完成。SKA 设备的全球总部将设在英国焦德雷尔班克射电天文台，全面负责该项目的协调运行。SKA 极高的灵敏度将可能发现银河系中的20000颗脉冲星，将囊括所有辐射束扫过地球的脉冲星，当然包括期待已久的脉冲星黑洞系统及其他奇特的品种。2.4 射电望远镜接收机接收机是射电望远镜重要组成部分， 与天线平分秋色， 占了半壁江山。 射电望远镜的灵 敏度不仅由天线口径及品质决定， 而且与接收机的关系重大。 特别是当望远镜建成以后，如降低接收机系统的噪声温度和增续提高灵敏度的

54、主要手段就要靠不断改善接收机的性能， 加频带宽度等。因此传统的2.4.1 超外差接收机超外差接收机无论在灵敏度、 频率选择性及稳定性上都有相当优异的特性， 接收机大都采用超外差结构。图（。 。）是射电望远镜接收机原理方框图。B?图中的主要部件或器件的作用及功能简介如下1,低噪声放大器（LNA ）10接收机第一级放大器， 又称前置放大器，是整个接收机的核心器件，必须采用低噪声放 大器。对来自射电源的信号直接放大，所截取的信号的频率称为射频。其放大倍数在为 至1000的范围，通常被安装在靠近馈源的地方，并把它冷却到接近绝对零度，使噪声最小。对于观测频率比较低的情况，因为天空背景噪声温度比较高，采用

55、低温制冷接收机系统意义 不大，转而采用常温低噪声放大器。2,本机振荡器（L0）和混频器本机振荡器和混频器是超外差式接收机的关键部件。当混频器将主信号与本振信号结合后，二者间的拍频比原信号的频率低得多。该关系式是V= V Vsig nalLO IF其中Vignal是射电望远镜的观测频率，VO是本振频率，V是中间频率。满足（。）式的信号频率有两个，但馈源和前置放大器只让其中的一种频率被收集和放大。本机振荡器，最重要的指标是它的频率稳定性。有条件的台站可以用原子钟来保证频率超外差接收机的一些特殊的干的稳定。混频器的性能在接收机性能中起着举足轻重的作用。扰如镜像干扰、组合频率干扰、中频干扰、半中频干扰

56、等都是由混频器产生的。混频器是非线性器件，一般情况下可以看为准线性器件。混频器有很多种类，根据观测研究的需要选用。3,带通滤波器（BPF）连接前置放大器和混频器之间的射频带通滤波器（BPF）的主要作用是抑制接收机的镜像频率干扰、镜像噪声、接收机本振信号的泄漏、 放大器产生的二次谐波、 以及半中频干扰。对于超外差接收机来说，镜像问题是一个严重的问题。4，中频放大器（ IF ）中频放大器主要在中频频段给接收机提供足够的增益，并要求中频放大器稳定， 以防止接收机产生自激。5，噪声源在射电天文观测中， 一般采用噪声源来衡量射电源的流量强度。选择一个性能优异且噪声温度随环境温度变化小的噪声源非常重要。噪

57、声源的噪声温度大约为290K ，而脉冲星射电源的流量强度大都远小于这个值，因此需要加一定的衰减后才能为系统提供合适的噪声。2.4.2为什么要选用超外差式？1，射电源辐射的射电波段的频率范围很宽，射电望远镜是一个天生的单色仪，馈源和接收机都只能接收围绕中心频率的一定频带宽度的信号，因此射电望远镜需要配备许多套不同频段的馈源和接收系统。 超外差结构可使不同频段的前置放大器共用同一个中频放大器和共 同的终端记录系统，使整个系统变得比较简单。1 央斯基的流量密度。对比较弱2，天体信号微弱，进入接收机的输入端时只有大约 -120dBm/MHz 。对 25 米口径天线和320 兆赫频带宽度来说，考虑传输线

58、损耗，接收机需相当于的脉冲星观测，它们的流量密度只有毫央斯基（mJy）的量级。接收机的增益至少要达到100dB。如果接收机在一个频段的增益超过60dB,就可能产生自激而变的不稳定。采用超外差式，分别在两个频段放大信号， 解决了这个难题。 保证接收机获得必要的增益，并能能稳定 工作。3，超外差接收机的频率选择性极好，在强干扰情况下，小信号的处理和选择能力也非常优秀， 两次变频的频率选择性更好。 如果不进行变频处理， 被接收机放大的射频信号会有一 部分泄漏出去，反射回天线造成干扰。注：分贝（dB）的定义和使用分贝表示两个量的比值大小，没有单位。对于功率，dB = 10lg（A/B） 。对于电压或电

59、流，dB = 20lg（A/B） 。 A，B代表参与比较的功率值或者电流、电压值。放大器输出与输入的比 值为放大倍数，改用“分贝”做单位时，就称之为增益。给0dB定一个基准，dB就有了绝对的数值了。定义dBm为在600 Q负载上产生 1mW功率时的 OdB的值，dBV则是产生1伏的电压为 OdB, dBW是产生1瓦为OdB。2.4.3射电望远镜观测系统的噪声接收机的噪声是灵敏度公式中的系统噪声主要来源。噪声还有其他来源，如银河系背景噪声、环境噪声等。1,奈奎斯特定理对于电路里的任何部分， 噪声来源于电子元件的热噪声。导体中的电荷载流子受到热激励而产生的随机振动。 在温度高于绝对零度的导体中，电

60、子处于随机运动状态， 这种运动和温度有关。由于每个电子带有1.60218 X和库伦的电荷，所以当电子在材料中作随机运动时，形成很多小的电流涌。 虽然在导体中由这些运动产生的平均电流为零,但瞬时是有电流起伏的，这使得导体两端有电位差存在。 奈奎斯特定理给出导体中热噪声的有用输出功率为Pn = kTBk为波尔兹曼常数，B为噪声带宽，T为导体内的物理温度。噪声功率随带宽的减小而减小，随温度的降低而降低。噪声功率与工作中心频率无关，只取决于工作带宽，所以称它为“白噪声”。2,噪声系数及其他表述噪声系数（F）有很多种定义方式，最常用的定义是网络两端输入信噪比与输出信噪比的比值:F=( Si/Ni ) /