天文观测方法.ppt

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

20世纪30年代初美国贝尔电话实验室的
央斯基发现银河系中心发射来的无线电波。
不久，美国射电天文学家雷伯用直径
9.45米抛物面天线射电望远镜证实。
第二次世界大战期间，雷达和反雷达以及
通讯技术发展很快。英国的海伊对一起曾使
英国军用雷达受到干扰的重大事件进行分析
后发现，太阳上发生的射电爆发是这一事件
的罪魁祸首。射电望远镜的组成

1，天线（旋转抛物面天线）
2，接收器（放大器）
3，数据采集（计算机）
4，纪录器旋转抛物面
对于与主轴平行
的光，经反射后
会聚到焦点
每道光的路程
都相等
ABF＝CDF＝
EGF＝HKF＝
…
在焦点处
电波相位相同抛物面天线的作用之一：
收集能量
有人以为大型望远镜可以把天体放得很
大。大望远镜的作用並不是要把天体图象
放得很大，而是要提供一個较亮和较清晰
的影像。（恒星只是一个亮点）
“这台望远镜可以看到多遠的物体？”
这个问题无法回答。
“這台望远镜可看見多暗的物体？”
只要一個物体足夠明亮，无论距离多远
都可以看到。灵敏度的定义
最小可测流量密度

A为天线面积，f是频宽，t是观测时间
T接收系统温度
流量密度单位：央斯基
10－26尔格/秒·赫兹·米2
弱射电源：10－4央斯基抛物面天线的作用之二：
有很强的方向性

来自与抛物面主轴平行方向上的天体
射电波经抛物面反射后会聚到焦点，凡
偏离主轴方向较多的射电波都不会会聚
到焦点处的“馈源”上，因此这类射电望
远镜只能接收到来自主轴方向附近一个
角度的电磁波，这个角称为分辨角。分
辨角越小，则分辨率越高。早期小型射电望远镜

1961年在原苏联克里米亚黑海岸
边观测日食
射电望远镜的抛物面天线口径3
米，工作波长3厘米
观测黑纸做的假月亮，很敏感。

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天文望远镜的空间分辨率

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，分辨率越高。
光学波段的波长远比射电波段的短，
光学望远镜的分辨率远比射电望远镜高。
口径10厘米的光学望远镜，观测波长
为5500埃（埃＝10－8厘米）时，分辨角
为1.4角分，而射电望远镜，在波长为
5.5厘米观测波段上的分辨角要达到1.4
角分，则要求射电望远镜天线的口径达
到10千米，比光学望远镜的口径大10万
倍。而且，还要求抛物面天线的表面精
度达到1/20波长（3毫米）。国际上大型射电望远镜
美国Arecibo305米射电望远镜
德国Bonn100米射电望远镜
英国JodrellBank76米射电望远镜
澳大利亚Parkes64米射电望远镜我国已有的射电望远镜
乌鲁木齐25米射电望远镜
上海25米射电望远镜
青海13.7米射电望远镜（毫米波）
北京怀柔太阳射电望远镜
北京密云综合孔径射电望远镜
在预研究中的
贵州大型射电望远镜
口径500米，世界上最大
反射面能自动调节为抛物面，
比Arecibo的球面反射面先进
竞争1平方千米射电望远镜
21世纪国际大合作
中国方案：约30面口径300～500米
大天线组成3，射电干涉仪
射电天文学发展初期的射电望远镜
的口径都比较小