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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．脉冲星天文学的迅速发展得益于射电望远镜技术的发展．脉冲星辐射具有与众不同的特点，对射电望远镜的研制提出格外的要求．
天体的辐射常常包括从射电、光学、X射线到 γ 射线的整个电磁波谱（见图2.1）．但是地球大气只有两个窗口，允许可见光和射电波段通过．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．由于红外、紫外、X射线和 γ 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对它们进行观测．
图2.1 地球大气辐射窗口：只允许可见光和射电波段的辐射到达地面．
大气射电窗比可见光窗宽得多，可见光窗的带宽Δ ν / ν min 只等于2，一架光学望远镜能观测整个光学波段的辐射．射电窗口大致从低限15MHz（ λ ≈20m）到高端1300GHz（ λ ≈0.3mm），带宽Δ ν / ν min 高达5个数量级，一台射电望远镜不能观测整个射电波段的辐射，只能接收一定波段的射电辐射．人们按波段把射电望远镜分为米波（＞1m）、分米波（10cm～1m）、厘米波（1～10cm）、毫米波（1mm～1cm）和亚毫米波（0.35～1mm）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，把微波波段（0.7～90cm）大致分成8个波段，常用波段代码表示（见表2.1）.
表2.1 波段代码和它代表的频率和波长
脉冲星辐射是幂率谱，大多数脉冲星的谱指数在-1.5到-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等．当前，比较流行的观测频率是1420MHz, 1500MHz,1950MHz等较高的频段．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P, L和S波段．
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．目前发现的脉冲星近3000颗，主要在银河系中，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，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，要求射电望远镜有非常高的灵敏度．
射电望远镜接收到射电源的辐射用流量密度表示，即每平方米每单位频率接收到的射电源辐射功率，单位是央斯基（Jy），其值为
脉冲星发现初期，能观测研究的脉冲星都是流量密度比较大的，譬如北天最强的脉冲星PSRB0329+54在1400MHz频率上的流量密度是0.203Jy．当今观测到的最弱的脉冲星PSRJ1748-2246，在1950MHz频率上仅有80μJy．射电天文望远镜的灵敏度用最小可观测流量密度表示：
其中 k 为Boltzmann常数1.38×10 -23 J/K, T SYS 是接收机系统的噪声温度（K）, A 为天线口面面积（m 2 ）, τ 是观测时间或积分时间（s）, Δ f 是接收机带宽（Hz）.
由（2.2）式可以知道，提高灵敏度的方法是降低系统的噪声、增大天线的接收面积、加长观测时间和扩展接收机的频带宽度．脉冲星的信号极其微弱，对射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．实际上，这种采样方式只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Nyquist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比较完整地保留原始信号中的信息，才有可能根据各采样值完全恢复原来的信号．在进行基频混频以后，信号最高频率可到100MHz，甚至1000MHz，这就要求采样时间达到10ns到1ns，也就是要求有极高的时间分辨率．由于采样时间特别短，因此数据量惊人，相应的计算量也特别大．
（3）信号受星际介质的影响，要求有很强大的消色散能力．
脉冲星辐射经过漫长旅程才到达射电望远镜，在传播过程中会受到银河系星际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）部分观测课题要求高空间分辨率．
大多数观测项目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．通过按周期折叠数据流的方法，可以逐个提取不同周期的脉冲星的信息．甚长基线干涉仪网的分辨率已远远超过大型光学望远镜，但还不能分辨半径仅有10km的中子星的辐射区的细节．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则要求有很高的空间分辨率，需要应用甚长基线干涉仪网或综合孔径望远镜来观测．
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部分构成，以新疆天文台25m射电望远镜为例加以说明（图2.2）.
图2.2 射电望远镜系统方框图（新疆天文台25m）.（艾力·玉素甫，等，2001）
（1）天线及馈源．
和光学反射望远镜相似，投射来的天体电磁波被射电望远镜的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，称为主焦方式．澳大利亚Parkes 64m射电望远镜和英国Jodrell Bank 76 m射电望远镜都采用主焦方式．在抛物面的焦点处的小屋（称为馈源屋）放置多个波段的馈源和前置放大器，还要允许观测人员进入室内进行检测和换馈源．馈源屋用支架撑起，不能太大、太重，局限性很大．主焦方式还有一个缺点就是馈源的方向图主瓣和旁瓣对着地面及附近的物体，会导致额外噪声的干扰．
Cassegrain系统由旋转抛物面和一个双曲面副反射面组成，天体的射电波经抛物面汇聚到主焦点之前碰到双曲面后，汇聚到双曲面的一个焦点处．这种天线系统把焦点改到主反射面表面中心处，在这里放置馈源很方便，馈源屋可以放在抛物面天线的背后，可以容纳多个波段的馈源和前置放大器．馈源的方向图主瓣和旁瓣总是对着天空的，避免来自地面的干扰．新疆天文台25m射电望远镜的天线采用Cassegrain系统．从图2.3中可以看到，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，也即图2.4中的 F 2 ．射电望远镜天线采用Cassegrain系统的比较多．
图2.3 新疆天文台25m射电望远镜：清晰可见其抛物面天线、副反射面、馈源和天线支撑系统．
图2.4 Cassegrain天线原理图．
Cassegrain天线的副反射面是旋转双曲面，它有2个焦点 F 1 和 F 2 ，焦点 F 1 与旋转抛物面的焦点 F 重合，称为虚焦点．焦点 F 2 是我们所需要的，称为实焦点．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射线就可以会聚在实焦点 F 2 处．
还有一种天线系统是Gregory天线，如图2.5所示，副反射面是一个旋转椭圆面，有2个焦点 F 1 和 F 2 ，焦点 F 1 与旋转抛物面的焦点重合，焦点 F 2 则放在抛物面的顶点附近．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 F 1 处，还会聚到 F 2 处．德国Effelsberg 100 m射电望远镜就是采用G regory天线，设置了两个馈源屋，可以放置非常多的波段的馈源和前置放大器．
抛物面天线表面的制造精度要求均方误差不大于 λ /20，否则天线的效率将会大大降低，导致有效接收面积减小．对米波或长分米波观测，这样的精度容易达到，甚至可以用金属网作镜面，而厘米波和毫米波天线需用平整光滑的金属板（或镀膜）作镜面，为了保证镜面与理想抛物面完全一致，还要采用保形设计、主动反射面等技术．
图2.5 Gregory天线原理图．
（2）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．新疆天文台25m射电望远镜采用地平式．为了观测四面八方的射电源，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°以上，在仰角方面能调整约90°．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，因此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的指向误差都不相同，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Green Bank（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，其误差称为跟踪精度．