龐大的射電望遠鏡家族

□ 卞毓麟

射電望遠鏡的歷史雖然還不足80年，卻經歷了從小口徑到大口徑、從單天線到多天線、從米波段到毫米波段、從地面到太空的發展過程，就步入了鼎盛時期。時至今日，盡管射電望遠鏡的種類五花八門，但基本結構都是由天線、接收機、數據采集系統、支撐結構和驅動系統組成。射電望遠鏡的品質主要取決于靈敏度和分辨率，天線口徑越大，靈敏度就越高，分辨率也越高。

建造大型射電望遠鏡，面臨巨大的技術困難。要使碩大的天線運轉自如、準確地指向天空中的任選方向、精確跟蹤觀測目標都決非易事，而天線表面的加工精度要達到波長的1/20則更為困難。天線的自重、風力和溫度的變化還會導致天線表面變形。天線越大、觀測波長越短，問題就越突出。那么，這些困難是怎樣克服的呢？

大型單天線射電望遠鏡

世界上現有兩架口徑百米級的可跟蹤射電望遠鏡，一架在德國，一架在美國。

1968年，德國開始建造口徑100米的可跟蹤射電望遠鏡，而且盡量把觀測波段擴展至毫米波。望遠鏡坐落在德國波恩市西南的埃費爾斯貝格。1972年8月此鏡啟用，成為當時口徑最大的可跟蹤射電望遠鏡。它的100米大天線由2372塊長3米、寬1.2米的金屬板排列成17個同心圓環構成，總質量達3200噸。每塊金屬板下面都安裝可調節的特殊支撐結構，根據精確測出的天線表面形變數據，可以通過機械裝置調整面板，使整個天線表面保持應有的拋物面形狀。這是射電望遠鏡歷史上首次采用“主動反射面”技術。埃費爾斯貝格射電望遠鏡的觀測波段從3毫米～90厘米。它的巡天觀測發現了很多相當弱的射電源，并率先在毫米波段觀測到脈沖星的輻射。對射電星系、星系核、分子譜線源等也都有上佳的觀測結果。

1972年，美國格林班克國家射電天文臺建成一架口徑91.5米射電望遠鏡，觀測成果也很豐碩。1988年11月它突然倒塌，美國天文學家遂籌劃建造一臺世上最好的可跟蹤射電望遠鏡。此時德國的埃費爾斯貝格100米射電望遠鏡已有近20年的歷史，美國科學家決定也造一架口徑100米的射電望遠鏡，但在天線“表面保全”技術、觀測波段和天線效率等方面都要超越德國。這架望遠鏡的天線由2004塊金屬板拼成，采用自動化程度很高的主動反射面系統，可保持表面的形狀與理想形狀相差不超過0.22毫米！望遠鏡的觀測波段從2.6毫米～3米。整個射電望遠鏡放置在直徑64米的軌道上，可進行水平方向的運轉。仰角方面的運轉由一個巨型齒輪來實現，可以觀測仰角5°以上的天空。這架望遠鏡于2000年建成，世稱格林班克望遠鏡（簡稱GBT），又譯綠岸望遠鏡。

20世紀60年代初，美國建成了口徑305米的阿雷西博射電望遠鏡。它隸屬康奈爾大學，迄今仍是世上口徑最大的固定式射電望遠鏡，也是靈敏度最高的單天線望遠鏡。它的天線以一個喀斯特地貌的碗形大坑作為底座，由固定巖層上的鋼索網支撐。望遠鏡是固定的，不能跟蹤觀測。天線是球面的，來自某個方向的射電波從被照射到的那部分球面反射到一條焦線上。不同的方向有不同的焦線，因此可以觀測不同方向上的射電源。望遠鏡有一個龐大復雜但運轉靈活的饋源平臺。平臺重約900噸，懸掛在球面反射面上空137米處，由18根鋼索拉住，鋼索栓在3座高約100米的鐵塔上。加固這些鐵塔，就用了8321立方米的混凝土。阿雷西博射電望遠鏡成果驕人，例如1974年美國天文學家約瑟夫·泰勒和拉塞爾·赫爾斯用它發現了第一個射電脈沖雙星系統，并因此榮獲1993年度的諾貝爾物理學獎。

口徑100米的埃費爾斯貝格射電望遠鏡

口徑305米的阿雷西博射電望遠鏡

毫米波和亞毫米波望遠鏡

毫米波的波長范圍為1毫米～10毫米，亞毫米波的波長范圍為0.35毫米～1毫米。絕大部分星際分子譜線都處在毫米波和亞毫米波波段，這促進了毫米波和亞毫米波射電望遠鏡的誕生和發展。

地球大氣層沒有為毫米-亞毫米波段充分敞開窗口。氧和水汽對某些波長輻射的吸收，導致只能讓另一些波長的輻射通過，或者說只是開了一些“小窗口”。地球對流層水汽含量越多，這些小窗口的透明度就越差。因此，毫米波天文臺都設在海拔2000米以上，亞毫米波天文臺則應在海拔4000米以上。

早期的毫米波射電望遠鏡口徑都很小。一批口徑13.7米的毫米波射電望遠鏡算是中等的了，現在仍在中國、美國、韓國、西班牙、巴西等國服役。當今最大的是日本野邊山的45米口徑毫米波射電望遠鏡，工作波長為1毫米～1厘米。其主反射面由600塊面板拼成，采用主動反射面系統，整個天線表面與理想拋物面相差僅約90微米。

亞毫米波射電望遠鏡的建造更困難，因此天線口徑都比較小。世上口徑最大的亞毫米波射電望遠鏡于1983年開始建造，1987年竣工，天線口徑為15米，坐落在美國夏威夷的莫納克亞山上。它以著名物理學家麥克斯韋（James Clerk Maxwell）的名字命名，簡稱 JCMT。其拋物面天線由276塊金屬面板組成，面板表面精度優于50微米。為保持和控制天線周圍的環境溫度，望遠鏡置于一個天文圓頂中，屋頂和門均可隨時打開。

日本野邊山的45米口徑毫米波射電望遠鏡（右上角）和由84面天線組成的射電日像儀

麥克斯韋望遠鏡（JCMT）

劍橋大學的5千米綜合孔徑射電望遠鏡

美國的甚大陣綜合孔徑望遠鏡（VLA）

“綜合孔徑”的創新

單天線的射電望遠鏡越做越大，其分辨率卻還是遠遠趕不上光學望遠鏡，而且成像能力很差。雙天線的射電干涉儀大大提高了分辨率，但仍不能像光學望遠鏡那樣給出天體的視覺圖像。英國天文學家賴爾發明綜合孔徑射電望遠鏡，逐步實現了射電天文觀測在分辨率和成像能力兩方面都趕上和超越光學天文望遠鏡的目標。

“綜合孔徑”這一概念，可以概括為“化整為零，聚零為整”八個大字。一面大型天線可以分解為許許多多小單元。用大天線觀測實際上是由這些小單元組成的眾多雙天線干涉儀的觀測之總和。賴爾發現，只需用拆分大天線所得的一部分有代表性的小單元進行觀測，就能獲得用大天線觀測所得的天體射電輻射強度分布的信息；對于穩定的射電源，這些觀測可以非同時進行。這就是“化整為零”的含義。觀測資料的分析處理，則是“聚零為整”的過程。

最簡單的綜合孔徑射電望遠鏡可以用兩面天線組成。一面固定，以它為中心畫一個圓，等效于一個“大天線”；另一面天線可以移動，逐次放到“等效大天線”的各個位置上，每放一處都進行一次射電干涉測量。當然，這種觀測也可以由許多天線來實現，幾面固定，幾面移動，甚至全部都固定。測得“等效大天線”上各種間距和所有方向的相關信號后，對測量資料進行特定的數學變換，即可獲得被觀測天區的射電天圖。

1963年，英國劍橋大學建成基線長1.6千米的綜合孔徑射電望遠鏡，得到4.5′的分辨率。1971年，劍橋大學又建成等效直徑5千米的綜合孔徑射電望遠鏡。在5千米長的東西基線上，排列著8面口徑13米的拋物面天線，其中4面固定，4面可沿鐵軌移動。觀測資料經計算機處理后，便得到一幅所觀測天區的射電源分布圖，宛如為該天區拍了一幅照片。該望遠鏡容許工作到2厘米波長，所得角分辨率在1″上下，可與高山上的大型光學望遠鏡媲美。發明綜合孔徑射電望遠鏡是天文技術的重要里程碑，賴爾為此而榮獲1974年度的諾貝爾物理學獎。

劍橋大學5千米綜合孔徑望遠鏡碩果累累。天鵝座射電源的圖像是它的經典之作：在遙遙相對的兩個延展射電源之間，有一個致密的點源——星系核，后者正連續不斷地向兩個延展射電源提供著能量。

百花齊放的“綜合孔徑”

賴爾的成功在國際上引發了“綜合孔徑”百花齊放的局面。就波段而言，有以米波、分米波、厘米波為主的，還有以毫米波、甚至亞毫米波為主的綜合孔徑望遠鏡。

美國的甚大陣（VLA）是迄今最先進的綜合孔徑射電望遠鏡。它從1961年開始籌劃，經過20年的努力，終于屹立在新墨西哥州的一個荒原上。望遠鏡由27面直徑25米的可移動拋物面天線組成，安置在呈Y形的3條臂上，每條臂上各有9面天線，可沿鐵軌移動，堪稱蔚為壯觀。其中2條臂長21千米，另一條長20千米。甚大陣天線的總接收面積達53000平方米，相當于口徑130米的單天線，其最長基線是36千米。在最短工作波長0.7厘米處，最高分辨率達到0.05″，已大大優于地面大型光學望遠鏡！它在靈敏度、分辨率、成像速度和頻率覆蓋4個方面，全面超越了英國劍橋的5千米綜合孔徑射電望遠鏡。

荷蘭的威斯特博爾克綜合孔徑射電望遠鏡（簡稱WSRT），落成的時間甚至比英國劍橋的5千米綜合孔徑射電望遠鏡還早，于1970年7月啟用。它由14面直徑25米的拋物面天線組成，沿東西向排列在長2.7千米的基線上。其中10面天線固定，4面可在鐵軌上移動，觀測波長范圍是3.4厘米～1.2米，靈敏度是劍橋5千米綜合孔徑望遠鏡的6.5倍。

澳大利亞綜合孔徑射電望遠鏡（簡稱ATCA）于1984年開建，1988年投入使用，正式名稱為“澳大利亞望遠鏡致密陣”。它由6面直徑22米的天線組成，最長基線為6千米，觀測波段從3毫米～21厘米，是目前國際上主要用于毫米波觀測的最大綜合孔徑望遠鏡。

印度米波綜合孔徑射電望遠鏡（簡稱GMRT）于1994年建成，是當今米波段靈敏度最高的望遠鏡，位于德干高原上普納市以北80千米處。那里電磁干擾很小，非常適合米波射電觀測。望遠鏡由30面直徑45米的拋物線天線組成，其中14面集中在約1平方千米的范圍內，其余16面沿Y形的3條臂分布，最長基線25千米，總接收面積是甚大陣的3倍。

研究日面上五花八門的射電活動現象，需要集高空間分辨率、高時間分辨率、高頻率分辨率與高靈敏度于一身的射電望遠鏡。1967年，澳大利亞率先建成一個此類設備——由96面天線組成的射電日像儀。1990年日本開始建造耗資18億日元的野邊山日像儀，1992年4月投入觀測。它由84面口徑80厘米的天線組成，呈T字型（見上圖），東西向基線490米，南北向基線220米。觀測波段從0.88厘米～1.76厘米，空間分辨率分別達10″和5″，可以獲得整個太陽的精細圖像，給出日面上的射電亮度分布。

世界上首個亞毫米波段成像的射電望遠鏡，是美國的亞毫米波陣（簡稱SMA），坐落在夏威夷的毛納基山上，于1991年開始動工，2003年底正式啟用。建造亞毫米波綜合孔徑望遠鏡難度極大。不僅天線表面的加工精度要求極高，而且連接天線的饋線長度也不能有細微的變化。SMA由8面口徑6米的天線組成，最長基線為500米。它的天線表面精度已達15微米～20微米，但仍對觀測有不良影響，導致實際可用的天線面積減少。波長越短，影響越大。在0.43毫米波長上實際可用的天線面積僅有50%。

正在建造中的阿塔卡馬大型毫米波-亞毫米波陣（簡稱ALMA）坐落在智利北部海拔5000米的高原上。它的規模更大，第一步是由64面口徑12米的天線組成，第二步再增加12面天線。觀測波長從0.3毫米～1厘米，空間分辨率可達10毫角秒，勝過美國的甚大陣和光學波段的哈勃空間望遠鏡。

澳大利亞綜合孔徑射電望遠鏡（ATCA）

阿塔卡馬大型毫米波-亞毫米波陣（ALMA）

歐洲甚長基線干涉網（EVN）

甚長基線干涉技術

在理論上，綜合孔徑射電望遠鏡的基線可長達成千上萬千米，分辨率也就可以提高幾萬倍、甚至幾十萬倍。但是，綜合孔徑射電望遠鏡要用饋線連接成復雜的系統，而太長的饋線卻可能由于各種因素而導致天體信號的相位發生變化，并致使望遠鏡失靈。

甚長基線干涉（簡稱VLBI）不用饋線傳輸，基線特別長。各臺射電望遠鏡各自獨立地觀測同一個射電源，把觀測到的信號記錄在磁帶上，再把各臺射電望遠鏡的觀測數據都交由一臺相關器進行干涉處理，以獲得觀測結果。這同用饋線把兩面天線接收到的信號送往一處進行干涉處理效果是一樣的。顯然，這種觀測方式必須做到“三個同一”，即各臺射電望遠鏡記錄在磁帶上的信號必須是同一個射電源同一時刻發出的同一波段的信號。那么，怎樣實現這“三個同一”呢？關鍵是在觀測中應用極端穩定的原子鐘。原子鐘的精度可以達到每100萬年才誤差1秒。在觀測時把原子鐘的時間同觀測數據一起記錄到磁帶上，就很容易確定各臺射電望遠鏡同時觀測的時刻。

一般干涉儀或綜合孔徑望遠鏡的各臺射電望遠鏡都共用一臺本機振蕩器。但是甚長基線干涉取消了饋線連接，因此身處異地的射電望遠鏡必須各自擁有頻率極其穩定的本機振蕩器。原子鐘的頻率極端穩定，正好又可用作這樣的本機振蕩器。

甚長基線干涉要求有足夠長的基線。歐洲國家的國土都不夠遼闊，因此德國、意大利、荷蘭、瑞典和英國于1980年聯合建立了總部設在荷蘭的歐洲甚長基線干涉網，簡稱EVN。

EVN很快又擴展至歐洲其他國家。但其覆蓋的地區仍不夠大，因此又力邀中國參加。歐洲網擴大到亞洲、南非，最后還包括了美國阿雷西博的305米射電望遠鏡，成了世上分辨率和靈敏度最高的VLBI網。網中的射電望遠鏡采用標準統一的接收系統和記錄終端，觀測數據則送到國際聯測的數據處理中心去統一處理。

美國的甚長基線干涉陣（簡稱VLBA）由10臺口徑25米的射電望遠鏡組成，跨度從美國東部的維爾京島到西部的夏威夷，最長基線達8600千米，最短基線為200千米。它是屬于一個國家的最大的VLBI專用觀測設備。每臺射電望遠鏡都是專為干涉陣新設計的。1986年開始建造，1993年5月竣工，總費用為8500萬美元。各臺射電望遠鏡的觀測記錄都送到位于新墨西哥州索科羅的望遠鏡陣工作中心分析處理，圖像質量很高。VLBA的10臺射電望遠鏡都能在3.5毫米波長上工作，在這一波長上，分辨率達到了亞毫角秒級。這使VLBA成了解決某些天體物理學難題的關鍵觀測設備。

美國的甚長基線干涉網

VLBA位于夏威夷的射電望遠鏡

VLBI空間天文臺計劃(VSOP)

甚長基線干涉空間天文臺

為了獲得更長的基線，必須突破地球大小的限制，發展空間VLBI技術。從1986年～1988年，日本和澳大利亞的幾臺射電望遠鏡，相繼同美國航宇局工作數據傳送衛星的4.9米天線進行空間VLBI干涉觀測實驗并獲成功。1989年日本正式開始實施 “VLBI空間天文臺計劃”，簡稱VSOP。

1997年2月，日本發射口徑8米的射電望遠鏡專用衛星，成為首枚空間VLBI衛星，其近地點高560千米，遠地點高21000千米。觀測頻段為1.6吉赫(18厘米)、5吉赫(6厘米)和22吉赫（1.3厘米）。發射成功后，這顆衛星被命名為HALCA，是“極先進通信和天文實驗室”的英文首字母縮寫，在日語中有遙遠（Haruka）之意。

由空間射電望遠鏡與地面射電望遠鏡組成的VLBI系統，基線長度超過地球赤道直徑的2.5倍，角分辨率可達60微角秒，是當今空間分辨率最高的天文望遠鏡。這個國際合作項目，有美國、加拿大、澳大利亞、歐洲的甚長基線干涉網等參加。地面上已有的VLBI觀測網和深空觀測射電望遠鏡等都與HALCA進行合作觀測，中國也已多次參加。

HALCA衛星的工作到2003年10月已經結束。下一代空間VLBI將有一臺口徑10米的射電望遠鏡在太空環繞地球運轉。其運動軌道也與VSOP相仿，近地點高1000千米，遠地點高25000千米。它的工作頻率比VSOP更高，角分辨率也將進一步大幅提高。

幾十年來，射電天文學取得許多重大的天文成果。20世紀60年代射電天文學的“四大發現”，即脈沖星、星際分子、微波背景輻射和類星體，已經成為當代天文學中的璀璨明珠。在獲得諾貝爾物理學獎的十來個天文項目中，射電天文學幾乎占了半壁江山。與此同時，中國的射電天文學也取得了長足的進步，詳見“中國射電望遠鏡的風采”一文。