第三章天文观测方法（概述）.pptVIP

甚长基线干涉仪原理 60年代末，美、加天文学家试验成功 用两台分处两地的射电望远镜同时观测 同一个射电源，把接收到的天体电波分 别纪录在磁带上，然后把两副磁带拿到 一起处理。 两路的电波频率必须完全一致（原子钟） 纪录上要有十分准确的时间标志（原子 钟） 一万千米的基线可提供万分之几角秒的 分辨率。 4，综合孔径射电 望远镜 双天线干涉仪只有一维分辨率，不 能给出天体的图象。 1948年以后，赖尔把观测研究目标 从太阳转向太阳系外广阔的空间，期 望有哪些信誉好的足球投注网站更多的射电源。他发现双天线 干涉仪的缺陷或不足。赖尔提出用孔 径综合技术来解决射电天文望远镜的 高分辨率、高灵敏度和成像能力等一 系列难题。 把抛物面天 线划分为多 个单元； 由多个单元 组成大型综 合孔径望远 镜 综合孔径望远镜－－化整为零 原理之一：把大天线分解 设想把抛物面分成许多小单元，小 单元的两两组合相当于许多副干涉仪。 在馈源上汇集所有两两组合的干涉波。 每副干涉仪取下的数据是独立的， 借助计算机对全部独立数据进行处理， 可以得到和单个大型抛物面的分辨率 效果。 原理之二：只需取不同间距的 数据来进行处理 抛物面分成许多小单元，有很多间距 相同的单元对。只需取不同间距的数据 来进行处理，可以得到相同的效果。 问题简化了。 原理之三：并不需要同时的观测 数据 不仅只需取不同间距的数据，而且还可 以用不同时间的观测数据进行处理。只用 2面天线就可以进行孔径综合。其中一面固 定，以它为中心，画一个圆，等效于一个 “ 大天线”，另一面可以移动，逐次放到 “ 等效大天线”的各个位置，每放一个地方 进行一次射电干涉测量。 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。不管各种间距取向的干涉仪测量资料通过傅里叶变换就可以求得天空射电亮度的二维分布。也就是得到了被观测天区的射电天图。综合孔径射电望远镜的优点是不需要制造口径特别大的天线，而用两面或多面小天线进行多次观测达到大天线所具有的分辨率和灵敏度。而且，得到的是所观测的天区的射电天图。 多天线综合孔径 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。各 种间距取向的干涉仪测量资料通过数 学方法可以求得天空射电亮度的二维 分布。得到被观测天区的射电天图。 * 现代天文学与诺贝尔物理学奖 讲授提纲 三，天文观测方法 1．大气窗口和望远镜 2，射电望远镜 3，射电干涉仪 4，综合孔径射电望远镜 5，赖尔获1974年诺贝尔奖 1974年诺尔贝物理学奖由英国剑桥大学天文学家赖尔（M.Ryle）和休伊什(A.Hewish)分享。 赖尔获奖是因发明的综合孔径射电望远镜和观测研究而获奖。 综合孔径射电望远镜的特点： 非常高的灵敏度 非常高的空间分辨率 成象，可获得天体的图象 可与光学望远镜媲美 1，大气窗口 地球大气有两个窗口，允许可见光 和无线电两个波段通行无阻地到达地 面。天文学家把天体的无线电波段称 为射电波段。 天文学家只是近几十年前才利用射 电波段这个窗口。射电天文这种新的 观测手段一出现，就显示出极大的优 越性。 地球大气仅允许可见光个射电波段到达地面 红外、紫外、X射线和伽瑪射线 被大气层所阻隔 必须把红外、紫外、X射线和伽 瑪射线探测设备放入太空轨道才 能发挥功用 哈勃空间望远镜是光学望远镜， 是为了克服大气抖动所造成的分 辨率的限制 可見光、紅外线、无线电波等等， 全部属于电磁波。 所有电磁波在真空中皆以同一速度 传播 (光速﹐c = 299792450米/秒) 在真空中﹐电磁波的传播速度(c)、 波長和频率，有以下的简单关系： (波 長) × (频率) = c 光的颜色是由光的频率所決定 望远镜 肉眼只能看到约6千颗恒星，但光银 河系就有千亿颗恒星，成百亿的河外 星系。它们都暗弱。没有望远镜，就 没有天文学的发展。 天文观测要求： 能接收到来自天体的 微弱辐射 即要求有很高的灵敏度 能看清天体的细节 即要求有很高的空间 分辨率 2，射电天文望远镜