二、赖尔发明综合孔径射电望远镜

19 74年诺尔贝物理学奖由两位在英国剑桥大学工作的天文学家赖尔和休伊什分享。这是第一次颁发给纯粹的天文学研究的诺贝尔奖奖项。赖尔获奖是因为他在射电天文学技术和观测方面的开创性研究。他发明的综合孔径射电望远镜是射电天文技术发展的一个标志性事件。这一新型射电望远镜大大提高了射电观测的灵敏度、空间分辨率和成像能力。灵敏度的提高使观测范围几乎到达宇宙的边界，可以追溯到宇宙的原初时期。分辨率和成像能力的提高，解除了射电望远镜切肤之痛，使观测得到的射电源图像能与光学望远镜的照片相媲美。赖尔在射电天文观测技术、射电宇宙学和射电物理学等方面做出了大量创造性贡献，使英国的射电天文学研究长期处在世界领先地位。

1.雷达技术与射电望远镜的发展

在1937年雷伯研制完成世界第一台射电望远镜以前，雷达就已经发展起来了。雷达的概念形成于20世纪初，是由发射机和接收机组成的电子设备，发射机发射微波对目标进行照射，接收机接收其回波，由此获得目标的距离、距离变化率（径向速度）、方位、高度等信息。雷达的接收机就是一台完整的射电望远镜。

将雷达用于科学研究要归功于英国科学家沃森-瓦特（Robert Watson-Watt）。20世纪30年代初他曾主持一项“探测电离层”的研究，用的探测工具就是雷达。1935年1月，沃森-瓦特接受英国军方委托研制对空警戒雷达，1936年1月完成的装置探测距离达到120 km。1937年7月，英国鲍恩（Edward George Bowen）研制出一部可安装在飞机上的小型雷达，成为最早的机载雷达。1942年，由于攻克了微波波段的发射机技术，使雷达可以工作在厘米波波段，体积小了，重量轻了，探测距离则更远了。

二战中，由于作战需要，雷达技术发展极为迅速。战前雷达的使用频率只能达到几十兆赫兹（MHz），大战初期德国的雷达频率提高到500 MHz，而这时英国的雷达使用的频率已达3000 MHz。不列颠战役成为雷达正式登场的舞台。在法国沦陷以后，希特勒希图通过空袭征服英国，发动了大规模的空战。当时德国空军拥有的飞机数量远远超过英国，但是英国取得了这场空战的胜利。这场胜利也是二战中较大的转折点之一。英国雷达在这次战役中立了功，军方部署的雷达网使德国轰炸机还没有到英吉利海峡就被发现。二战后期，美国的雷达已达到10 GHz，实现了机载雷达小型化并提高了测量精度。

1942年，英国防空部队的工作波长4—6m的雷达突然受到强烈的电波干扰，最强时能导致雷达失灵。军方领导严令彻查，疑为德国军方的干扰。经过由海伊（James Stanley Hey）领导的一个研究小组的周密调查，发现这种干扰来自太阳射电辐射的爆发，来势凶猛，突然间射电辐射比平时要强上几十、几百倍，甚至更多。与此同时的另一个故事是流星雨回波的发现。纳粹德国为了准备战争很早就插手科学家的火箭研制和实验，1942年冯·布劳恩（Wernher von Braun）研制的A4火箭的速度接近2 km/s，飞行距离达到189.8 km。希特勒看上了A4火箭，下令进行改进，改名为V2火箭，装上炸药用于战争。1944年德国发射了大量V2火箭袭击英国，仅伦敦就挨了1000多发。英国军队用雷达密切监视来袭的德国V2火箭，在这过程中，偶然发现了流星雨反射的回波。流星在大气中燃烧产生离子尾，因此可以反射雷达信号。

二战中各国争相发展的雷达技术为战后射电天文学的大发展准备了条件。不仅是观测课题增加了太阳射电和流星回波，而且射电望远镜技术也有了很大的发展。当时的雷达已经从米波发展到分米波和厘米波波段，空间分辨率有了较大的提高。战后，由军事雷达改装的射电望远镜遍地开花，天线口径都小于10m，另外还新研制了一些直径20—30m的抛物面望远镜。随着研究的深入，要求射电望远镜能观测更弱更远的射电源，还要求能分辨射电源的细节，建造更大型的射电望远镜就成为射电天文学发展的主旋律。

英国射电天文学家一马当先，走在最前列。二战以后，洛弗尔（Bernard Lovell）在曼彻斯特大学从事宇宙线研究。他用雷达观测宇宙线，一直没有探测到宇宙线的回波，却意外地观测到流星的回波，导致利用雷达研究流星课题的流行。洛弗尔建造了一台口径为66m的固定抛物面雷达天线，还是没有探测到宇宙线，但却意外地接收到来自仙女星系的射电辐射，使他决心转向宇宙射电源的观测研究。1950年，洛弗尔提出了建造一台口径为76m的全可动射电望远镜的计划，可谓雄心勃勃，史无前例。为了能观测21 cm波长的氢原子谱线，76m直径天线的加工精度要小于1cm，就当时的技术水平而言，困难很大。经过7年的艰苦奋斗，望远镜于1957年完成，于1987年因纪念目的改称洛弗尔射电望远镜（图2-7）。

澳大利亚紧跟其后，于1961年建成口径为64m的帕克斯射电望远镜，成为南半球最大的射电望远镜。两大望远镜一北一南，观测范围覆盖了整个天区，在一段时间里主导了国际射电天文学的观测研究。1960年美国的戈登（William Gordon）提出在阿雷西博建造一台305m口径的大型固定天线雷达用于研究电离层，于1963年建成。后来天文学研究喧宾夺主，使之成为当时灵敏度最高的天文学观测设备，不久就改名为阿雷西博射电望远镜。1960年代末，德国提出建造口径100m全可动射电望远镜（埃费尔斯贝格射电望远镜）的计划，不仅口径大，而且还想尽量把观测波段扩展至毫米波段，使工程难度发生了质的变化。1968年开始建造，1972年8月1日启用，成为当时口径最大的全可动射电望远镜。

二战后短短的二十多年，射电望远镜的口径从几米发展到305米，观测波段发展成米波、分米波、厘米波和毫米波。

2.射电干涉仪的出现

射电天文学面临的最大困难是射电望远镜的分辨率远不如光学望远镜。天文观测不仅要求接收到天体的辐射，还要能看清天体的细节，也就是要求有很高的空间分辨率。无论是光学天文望远镜还是射电天文望远镜，它们的分辨角（ θ ）公式都是一样的，为

分辨角和波长（ λ ）成正比，和望远镜的口径（ D ）成反比。分辨角越小，则分辨率越高。单天线射电望远镜的分辨角远大于光学望远镜，也就是说其分辨率远远低于光学望远镜。其主要原因是光学波段的波长比射电波段短得多。目前1m口径的光学望远镜算是小型的了，当观测波长为5500 Å（埃，长度单位，10 ^-10 m）时，分辨角为0.14"；而一台射电望远镜，在观测波长为5.5 cm时分辨角要达到0.14"，则要求天线的口径达到100 km，制造如此大的天线是不可能的。与光学望远镜相比，空间分辨率太差是射电望远镜最致命的缺点。射电望远镜的第二个大缺点则是不能像光学望远镜那样给出天体的照片。

要想改变射电望远镜的这两大缺点似乎是不可能的。观测波长太长，是“命中注定”，谁也改变不了。然而，英国天文学家赖尔的发明带来了转机。

赖尔（图2-8）1918年9月27日生于英格兰萨塞克斯郡的布莱顿，祖父是一位业余天文爱好者，拥有一架8.9 cm口径的光学折射望远镜。幼年时赖尔就喜爱上天文学，中学时他又对无线电这门新兴的学科产生了浓厚的兴趣，成为一名经验丰富的业余无线电爱好者，还拥有自己的发射机，并获得了使用许可证。后来赖尔进入牛津大学攻读物理，1939年，他一毕业就到卡文迪什实验室从事雷达天线的研制，但很快就因为第二次世界大战爆发应征入伍。他的无线电专长帮助他立下了战功，曾从事研制波长1.5m的机载雷达天线系统，研制厘米波雷达的测试设备，还参与用于鉴别敌我飞机的机载雷达应答器的研制、干扰德国预警雷达的发射机的研制等。

战争结束后，赖尔回到剑桥大学卡文迪什实验室，早期的工作重点是研究来自太阳的无线电波。然而，他的兴趣很快转移到开发新的射电天文观测技术上。二战后的射电天文学发展很快，主要是研制口径比较大的单天线射电望远镜。赖尔则希图解决“射电望远镜空间分辨率远低于光学望远镜和不能成像”的旷世难题。1946年，赖尔与冯伯格（Derek Vonberg ）发明了射电干涉仪，提高了射电观测的空间分辨率。

射电干涉仪一般由两面天线组成，相距一定距离放置在东西方向的基线上，用长度相等的传输线把各自收到的信号送到接收机进行相加。如图2-9所示，两面天线相距 D ，来自“射电点源”的单频信号到达B天线要比到达A天线多走一段路程，即路程差 D sin θ 。 θ 是电磁波的入射角，天体因地球自转在天球上做周日运动，所以 θ 在不断地变化，路程差也在变。天线A和B接收到信号后经馈线传输到接收机输入端进行相加。由于路程差周期性的变化，当路程差正好是半波长的偶数倍时，两面天线接收到的信号是同相相加，增强一倍；若路程差是半波长的奇数倍，信号相互抵消，因此相加信号周期性地出现波峰和波谷。图中的δ θ 就是干涉仪的分辨角， D 越大δ θ 越小，由此可以通过增长天线间的基线达到提高分辨率的目的。

干涉仪的分辨角的公式依然是式2.1，但这里的 D 已不是单个天线的直径，而是两面天线之间的距离了。双天线干涉仪的分辨角不再由单天线的口径决定，使得天文学家有可能利用小口径的天线获得高分辨能力。不过，双天线干涉仪只在东西方向上有比较高的分辨率，在南北方向的分辨率仍由单面天线的直径决定，因此双天线干涉仪的方向图是刀形或者说是扇形。即使如此，射电干涉仪的出现也是射电天文观测的一次革命性的变化。

赖尔用这台射电干涉仪观测太阳，分辨出太阳圆面上的局部辐射源，发现太阳黑子和耀斑是强大的米波射电源。1948年起赖尔用改装后的80 MHz太阳射电干涉仪观测Cyg A，给出了它的结构图。后来又用这台望远镜观测了Cas A。1950年，他用射电干涉仪测定了50个射电源的位置，发布了《剑桥第一射电源表》（1C星表）。在这前后，他又提出一种相位开关技术，可以大大减弱射电干涉仪的背景噪声，从而能够探测到更微弱的射电源。1955年，赖尔运用这种技术建成一台四天线干涉仪，用它开展射电巡天探测，于1959年发布了《剑桥第三射电源表》（3C星表）。3C星表共包含471个射电源，其中不少源的角径很小，被称为射电致密源。马尔滕·施密特对这些射电致密源进行研究，发现了类星体，成为20世纪60年代的四大天文发现之一。

3.综合孔径射电望远镜的诞生

尽管射电干涉仪大大提高了分辨率，但是只是一维的高分辨率，还不能成像，与光学望远镜观测所给出的照片相比，相差实在太多。射电干涉仪还需要进行革命性的变革。

在射电干涉仪的基础上，赖尔提出了一种新的技术——综合孔径望远镜，是一种化整为零的射电望远镜。一个特大型天线可以划分为许许多多的小单元，也就是许多小天线。它们可以组成许许多多的双天线干涉仪。从理论上可以证明，基线长度相同、取向也相同的双天线干涉仪所获得的天体信息是完全相同的，因此只需要保留一组。这样一来，一面特大天线可以由一些取向不同、基线长度不同的小天线干涉仪来代替。

理论研究发现，小天线干涉仪获得的信息中包含了射电源空间分布的信息，把这些数据通过数学上的傅里叶变换进行处理，就可以求得天空射电亮度的二维分布，也就是得到被观测天区的射电天图。射电望远镜也可以像光学望远镜那样给出天体的照片。这是第二个原理。

第三个原理是：如果射电源是稳定不变的，那么许许多多的小天线干涉仪不需要同时观测，可以用不同时间的观测数据进行处理。因此，最简单的综合孔径射电望远镜，只需2面天线，一面固定，一面可以移动。以固定天线为中心，画一个圆，等效于一个“大天线”，另一面天线逐次移动到“等效大天线”的各个位置，每个位置进行一次干涉测量，这样一来就可以少做许多天线了。

第四个原理是地球自转综合，也就是利用地球自转获得双天线干涉仪的不同取向的信息，而省去一次次移动天线进行观测。图2-10的上图显示天线A和B的运动，下图显示天线B在地球自转12小时中相对天线A位置的变化。地球自转一周，B天线绕A天线一周，描绘出一个圆路径，相当于把可移动天线逐次地放到“等效大天线”各个地方。由于系统的对称性，只需要进行12小时的观测。

当然，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。不管何种结构，要求测量得到“等效大天线”上所有方向和各种距离间隔上的相关信号。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，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，还能得到所观测天区的射电源结构的分布图像。

1957年布莱思（J. Blythe）按照这个思想建造了剑桥大学第一台综合孔径射电望远镜，取名可移动T型天线。这个望远镜后因被用于巡天获得《剑桥第四射电源表》（4C星表）而被称为4C阵列。如图2-11，东西方向固定放置一排总长约450m的天线，在南北方向有一台可沿垂直线移动38个不同位置的小天线，可以综合成一个相当于正方形“大天线”的综合孔径望远镜，在7.9m波长上给出2.2°的分辨角。这是人类历史上第一台综合孔径射电望远镜，得到了第一批银河系射电辐射的图像。虽然2.2°的分辨角不可能获得精细的分布图，但是这一观测实验证实了综合孔径新原理的正确性，意义非凡。

但是，他们建造更强有力的综合孔径射电望远镜时却遇到了克服不了的困难。这困难不是综合孔径技术本身，原理上也没有问题，而是观测数据太多。20世纪50年代的计算机容量太小，根本就不可能进行这样大数据量的傅里叶变换。要等到60年代，计算机的发展才使之变为可能。

20世纪60年代，剑桥大学陆续建成三台综合孔径射电望远镜，它们的等效直径分别为0.8 km、1.6 km和5 km。1960—1961年，赖尔和内维尔（Ann Neville）开始研制等效直径1.6 km的综合孔径射电望远镜。它由三面直径18m的抛物面天线组成，其中两面相距0.8 km，是固定的。另一面天线放在0.8 km长的铁轨上，可以移动。结果得到了4.5'的分辨率。这个实验的成功证明利用地球自转进行综合的方法是可行的。1964年这台望远镜正式启用，用于普测射电天图和研究弱射电源，特别是射电星系的结构。

1971年剑桥大学建成的等效直径5 km的综合孔径望远镜（图2-12），代表了当时最先进的设计。这台望远镜由8面口径13m的抛物面天线组成，它们排列在5 km长的东西基线上，4面固定，4面可沿铁轨移动。每观测12小时后，移动天线到预先计算好的位置上再观测12小时，以获得各种不同的天线间距。这台望远镜是专为绘制单个射电源的结构而设计的，除了有更大的综合孔径以外，抛物面天线也更加精密，容许在短至2 cm的波长上工作，角分辨率约为1"，已经可以和高山台站上的大型光学望远镜媲美了。在灵敏度方面提高也比较多，可以观测遥远的射电源，比当时光学望远镜能看到的源远得多。在给出射电展源的二维图像方面的提高使得射电天文观测能和光学天文观测并驾齐驱。因纪念目的，这台望远镜被命名为赖尔望远镜。

4.综合孔径望远镜的后续发展

综合孔径望远镜有三大优点：由许多小天线组成，接收面积可以很大，灵敏度很高，可以观测遥远的天体；天线间距可以很长，空间分辨率非常高，可以分辨清楚天体结构的细节；可以成像给出展源的强度分布图像。综合孔径望远镜被广泛用于各种天文计划，从银河系中电离氢云到遥远的类星体。最初的综合孔径望远镜频率范围在厘米波、分米波和米波波段，侧重观测星系和类星体。后来毫米波和亚毫米波综合孔径阵列发展起来，又成为观测研究恒星形成区的有效手段。当一团气云凝聚形成恒星时，新形成的恒星连同它们周围的电离氢区被弥漫的尘埃所包围，以致光学望远镜只有在这些尘埃消散之后，才能看到新诞生的恒星。然而尘埃不会对射电波有任何明显的吸收，因而射电观测可以研究这些恒星形成的最初阶段。

最有名的是用赖尔望远镜观测得到的天鹅座射电源Cyg A的图像（图2-13），细致地展现了这个射电源的结构：由两个遥遥相对的射电展源和处在中间位置的点源组成。能够看到这个点源发出的喷流，表明星系核正在连续地向两个展源输送高能粒子和能量。

综合孔径射电望远镜的发明把观测范围从大约10亿光年扩大到100多亿光年，几乎达到宇宙的边界，或追溯到宇宙的原初时期。这对宇宙学的研究至关重要。大爆炸宇宙学认为，星系是在宇宙演化的某阶段产生的，在这个阶段之前，没有星系，在这个阶段之后，由于宇宙的膨胀，星系的密度在减小，星系在演化过程中亮度在不断地减小。根据这个理论，宇宙发展的各个时期的图像应该是不一样的。还有一种宇宙理论认为，星系的空间密度不随时间变化，在宇宙中处处都是新的星系和老的星系混合在一起，从而保持密度不变。怎样证明谁是谁非呢？

研究宇宙的演化就好像对宇宙进行考古。如果我们能有宇宙各个时期的“照片”，特别是早期的照片，一看就会明白，星系的分布变还是不变。在地球上，考古学家是通过挖掘古代遗物、化石等来确定年代和当时的自然、社会等情况的。在宇宙中能不能找到这样的“化石”？

赖尔望远镜的出现解决了这个问题。它已经能观测到远至100亿光年以外的天体——即能够获得宇宙100亿年以前的“照片”。赖尔和他的同事从1950年起，进行巡天观测，发现了非常多的射电源。他们把发现的射电源编制成10多个射电源表。对这些射电源的资料进行分析后，赖尔发现，射电源的数密度随距离的增加而增多，但当距离大到一定程度以后，射电源的数密度又开始减少。这说明星系只在宇宙演化的某一个阶段才会大量地产生，在100多亿年以前宇宙中的射电源比近期的射电源多得多，最多时可达到现在的1000多倍。这一观测证明宇宙是在随时间的推移而变化着的，今天的宇宙不同于过去的宇宙。赖尔的研究工作成为支持大爆炸宇宙学的重要观测事实。

在赖尔取得成功以后，综合孔径射电望远镜风靡全世界，至今仍具强劲的发展势头。美国、荷兰、英国、澳大利亚、印度、加拿大、日本、苏联和中国都先后建造了综合孔径射电望远镜。不仅有以观测研究银河系和河外射电源为主的综合孔径望远镜，还有以太阳为观测对象的日像仪。从波段上来说，有以厘米波、分米波为主的；有以米波为主的，如印度米波综合孔径射电望远镜（GMRT）；还有以毫米波，甚至亚毫米波为主要波段的，如澳大利亚望远镜致密阵列（ATCA）、亚毫米波阵列望远镜（SMA）、阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA）。在众多综合孔径望远镜中，功能最强大的要数美国的甚大阵（VLA）。

VLA由27面直径25m的可移动抛物面天线组成，分别安置在三个铺有铁轨的臂上，呈Y形。两个臂长是21km，另一个臂长为20 km。最长基线为36 km，观测波段为6mm—5.16m。其最高角分辨率为0.05"，已经超过地面上的大型光学望远镜。VLA在灵敏度、分辨率、成像速度和频率覆盖四个方面全面超过赖尔望远镜。

我国的密云米波综合孔径望远镜于1985年建成。由28面口径9m的天线组成，东西方向一字排开，总长1160m。工作频率是232 MHz和327 MHz。天线数目足够多，不需要移动天线就能获得各种基线长度。

随着技术的发展，综合孔径射电望远镜在增长基线长度方面不断探索。英国多天线微波接力干涉仪（MERLIN）于1980年投入使用，由7台射电望远镜组成，最长基线达217 km。最短工作波段为12.5mm，分辨率达到0.04"，与哈勃空间望远镜的分辨率比肩。最初采用微波连接方法，取消了馈线传输。几经改进，最后是采用光纤连接。由于望远镜数目比较少，又全是固定在地面上不能移动的天线，不同长度的基线数目不够多，对成像质量有影响。但是，最长基线达到217 km，是一个很大的进步。

甚长基线干涉仪（VLBI）是综合孔径射电望远镜的进一步发展。它借助频率极端稳定的原子钟，保证射电望远镜工作频率的极端稳定。分别处在不同地方的多台射电望远镜同时观测一个射电源，各自独立地把观测到的信号记录在磁带上，并在记录观测数据的过程中打上原子钟输出的准确时间信号。然后把各台射电望远镜的观测数据进行相关处理，就可以像综合孔径射电望远镜一样得到射电源的图像。由于有了原子钟的帮助，保证各台射电望远镜在同一个时间、用相同的中心频率和频带宽度、观测同一个射电源，做到了“三同”，就不需要馈线连接和传输，也不需要微波接力。由于基线可以长达上万千米，分辨率空前提高，远远超过大型光学望远镜和哈勃空间望远镜。更有甚者，把射电望远镜送上了天，与地面上几个射电望远镜一起构成空间甚长基线干涉仪网，最长基线已达21 000 km。所有这些都是在综合孔径射电望远镜基础上的发展，观测资料的处理方法虽然有改进，但仍然属于综合孔径技术。 PWqr41sESj0iksifcHo05Xn7oJaDwqEHqQGzqkSEKcy2HiFu8Wa4Ykei8wbopmws