标题：射电望远镜
基本原理
经典射电望远镜[1-2]的基本原理[3]是和光学反射望远镜相似，投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦，因此，射电望远镜天线大多是抛物面。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不  40m射电望远镜大于λ/16～λ/10，该望远镜一般就能在波长大于λ的射电波段上有效地工作。对米波或长分米波观测，可以用金属网作镜面；而对厘米波和毫米波观测，则需用光滑精确的金属板（或镀膜）作镜面。从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波，必须达到一定的功率电平，才能为接收机所检测。目前的检测技术水平要求最弱的电平一般应达 10 ─20瓦。射频信号功率首先在焦点处放大10～1﹐000倍﹐并变换成较低频率（中频），然后用电缆将其传送至控制室，在那里再进一步放大﹑检波，最后以适于特定研究的方式进行记录﹑处理和显示。
天线收集天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录、显示的形式，终端设备把信号记录下来，并按特定的要求进行某些处理然后显示出来。表征射电望远镜性能的基本指标是空间分辨率和灵敏度，前者反映区分两个天球上彼此靠近的射电点源的能力，后者反映探测微弱射电源的能力。射电望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏度。  title
射电望远镜是主要接收天体射电波段辐射的望远镜。射电望远镜的外形差别很大，有固定在地面的单一口径的球面射电望远镜，有能够全方位转动的类似卫星接收天线的射电望远镜，有射电望远镜阵列，还有金属杆制成的射电望远镜。
1931年，美国贝尔实验室的央斯基用天线阵接收到了来自银河系中心的无线电波。随后美国人格罗特·雷伯在自家的后院建造了一架口径9.5米的天线，并在1939年接收到了来自银河系中心的无线电波，并且根据观测结果绘制了第一张射电天图。射电天文学从此诞生。雷伯使用的那架天线是世界上第一架专门用于天文观测的射电望远镜。
20世纪60年代天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子，被称为“四大发现”。这四项发现都与射电望远镜有关。
天文望远镜的极限分辨率取决于望远镜的口径和观测所用的波长。口径越大，波长越短，分辨率越高。由于无线电波的波长要远远大于可见光的波长，因此射电望远镜的分辨本领远远低于相同口径的光学望远镜，而射电望远镜的天线又不能无限做大。这在射电天文学诞生的初期严重阻碍了射电望远镜的发展。
1962年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁·赖尔（Ryle）利用干涉的原理，发明了综合孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。其基本原理是：用相隔两地的两架射电望远镜接收同一天体的无线电波，两束波进行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口径相当于两地之间距离的单口径射电望远镜。赖尔因为此项发明获得1974年诺贝尔物理学奖。
目前射电天文学领域已经广泛应用长基线的干涉技术，将遍布全球的射电望远镜综合起来，获得了等效口径相当于地球直径量级的射电望远镜。美国建设了VLBA，欧洲建设了EVN，二者组成了国际VLBI网。
基本指标
射电天文所研究的对象﹐有太阳那样强的连续谱射电源﹐有辐射很强但极其遥远因而角径很小的类星体﹐有角径和流量密度都很小的恒星﹐也有频谱很窄﹑角径很小的天体微波激射源等  射电望远镜。为了检测到所研究的射电源的信号﹐将它从邻近背景源中分辨出来﹐并进而观测其结构细节﹐射电望远镜必须有足够的灵敏度和分辨率。灵敏度灵敏度是指射电望远镜"最低可测"的能量值，这个值越低灵敏度越高。为提高灵敏度常用的办法有降低接收  阿雷西博天文台射电望远镜机本身的固有噪声，增大天线接收面积，延长观测积分时间等。分辨率是指区分两个彼此靠近射电源的能力，分辨率越高就能将越近的两个射电源分开。那么，怎样提高射电望远镜的分辨率呢？对单天线射电望远镜来说，天线的直径越大分辨率越高。但是天线的直径难于作得很大，目前单天线的最大直径小于300米，对于波长较长的射电波段分辨率仍然很低。因此就提出了使用两架射电望远镜构成的射电干涉仪。对射电干涉仪来说，两个天线的最大间距越大分辨率越高。另外，在天线的直径或者两天线的间距一定时，接收的无线电波长越短分辨率越高。拥有高灵敏度。高分辨率的射电望远镜，才能让我们在射电波段"看"到更远，更清晰的宇宙天体。分辨率分辨率指的是区分两个彼此靠近的相同点源的能力﹐因为两个点源角距须大于天线方向图的半功率波束宽度时方可分辨﹐故宜将射电望远镜的分辨率规定为其主方向束的半功率宽。为电波的衍射所限﹐对简单的射电望远镜﹐它由天线孔径的物理尺寸D 和波长λ决定。
简史现状
位于美国新墨西哥州的综合孔径射电望远镜甚大天线阵（VLA）。
1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河系中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的 “扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辨率和灵敏度的历史。  甚大阵射电望远镜自从杨斯基宣布接收到银河系的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的 “铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。
1946年﹐英国曼彻斯特大学开始建造直径66.5米的固定抛物面射电望远镜﹐1955年建成当时世界上最大的76米直径的可转抛物面射电望远镜。与此同时﹐澳﹑美﹑苏﹑法﹑荷等国也竞相建造大小不同和形式各异的早期射电望远镜。除了一些直径在10米以下﹑主要用于观测太阳的设备外﹐还出现了一些直径20～30米的抛物面望远镜﹐发展了早期的射电干涉仪和综合孔径射电望远镜。六十年代以来﹐相继建成的有美国国立射电天文台的42.7米﹑加拿大的45.8米﹑澳大利亚的64米全可转抛物面﹑美国的直径 305米固定球面﹑工作于厘米和分米波段的射电望远镜（见固定球面射电望远镜）以及一批直径10米左右的毫米波射电望远镜。因为可转抛物面天线造价昂贵﹐固定或半固定孔径形状（包括抛物面﹑球面﹑抛物柱面﹑抛物面截带）的天线的技术得到发展﹐从而建成了更多的干涉仪和十字阵（见米尔斯十字）。
1962年 Ryle 发明了综合孔径射电望远镜并获得了1974年诺贝尔物理学奖。
射电天文技术最初的起步和发展得益于二战后大批退役雷达的"军转民用"。射电望远镜和雷达的工作方式不同，雷达是先发射无线电波再接收物体反射的回波，射电望远镜只是被动地接收天体发射的无线电波.。20世纪50、60年代，随着射电技术的发展和提高，人们研究成功了射电干涉仪，甚长基线干涉仪，综合孔径望远镜等新型的射电望远镜射电干涉技术使人们能更有效地从噪音中提取有用的信号；甚长基线干涉仪通常是相距上千公里的。几台射电望远镜作干涉仪方式的观测，极大地提高了分辨率。  大型射电望远镜阵列六十年代末至七十年代初﹐不仅建成了一批技术上成熟﹑有很高灵敏度和分辨率的综合孔径射电望远镜﹐还发明了有极高分辨率的甚长基线干涉仪这种所谓现代射电望远镜。另一方面还在计算技术基础上改进了经典射电望远镜天线的设计﹐建成直径100米的大型精密可跟踪抛物面射电望远镜（德意志联邦共和国波恩附近。
上世纪80年代以来，欧洲的VLBI网﹑美国的VLBA阵﹑日本的空间VLBI相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们的灵敏度﹑分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。其中，美国的超常基线阵列（VLBA）由10个抛物天线组成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍。它所达到的分辨率相当让一个人站在纽约看洛杉矶的报纸。
今天射电的分辨率高于其它波段几千倍，能更清晰地揭示射电天体的内核；综合孔径技术的研制成功使射电望远镜具备了方便的成像能力，综合孔径射电望远镜相当于工作在射电波段的照相机。
类型介绍
根据天线总体结构的不同，射电望远镜按设计要求可以分为连续和非连续孔径射电望远镜两大类。连续孔径主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜。非连续以干涉技术为基础的各种组合天线系统  世界最大射电望远镜。20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜——甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能获得清晰的射电图像。世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米，安装在德国马克斯·普朗克射电天文研究所；世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国立射电天文台。
为了观测弱射电源的需要，射电望远镜必须有较大孔径，并能对射电目标进行长时间的跟踪或扫描。此外，还必须综合考虑设备的造价和工艺上的现实性。
按机械装置和驱动方式，连续孔径射电望远镜（它通常又是非连续孔径的基本单元）还可分为三种类型。全可转型或可跟踪型可在两个坐标转动，分为赤道式装置和地平式装置两种，如同在可跟踪抛物面射电望远镜中使用的。部分可转型可在一坐标（赤纬方向）转动，赤经方向靠地球自转扫描，又称中星仪式（见带形射电望远镜）。固定型主要天线反射面固定,一般用移动馈源（又称照明器）或改变馈源相位的方法。  正在建设中的射电望远镜
射电观测在很宽的频率范围进行，检测和信息处理的射电技术又远较光学波段灵活多样，所以射电望远镜种类繁多，还可以根据其他准则分类：诸如按接收天线的形状可分为抛物面﹑抛物柱面﹑球面﹑抛物面截带﹑喇叭﹑螺旋﹑行波﹑偶极天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束﹑扇束﹑多束等射电望远镜；按工作类型可分为全功率﹑扫频﹑快速成像等类射电望远镜；按观测目的可分为测绘﹑定位﹑定标﹑偏振﹑频谱﹑日象等射电望远镜。关于非连续孔径射电望远镜，主要是各类射电干涉仪。
天文望远镜
天文学得研究对象是遥远的天体，从遥远天体发出的光，落到地球表面单位面积上是能量十分微弱，而人眼又有限，所以就有人开始制造天文望远镜，从1609年，由伽利略发明出第一台望远镜以来，至今有400多年的历史了，由于天文观测的迫切要求和天文学快速发展的推动，获得了巨大的发展，主要表现在三方面。 （1）、已经制造出三种基本类型的光学望远镜（折、反、折、反）
（2）、各类望远镜都得到巨大的改进和完善，
（3）、建造起许多巨型望远镜二、光学系统的像差（1）、球差（2）、慧差（3）、像散（4）、场曲（5）、畸变（6）、色散三、物镜指望远镜光学主体共有两个作用：第一，把遥远的天体在近处成像，已经观测研究
第二，大量收集由天体发出的（成反射的）光辐射
天文望远镜按物镜的不同，三种类型：折、反、折反
折射，史的物镜由透镜组成，为了消除各种像差，折射望远镜的物镜通常用两种或四种（）
（1）、双透镜物镜，在物镜折射中使用最广泛，目前世界上几个最大的折射镜的物镜都是双透镜消色差的物镜
（2）、反射望远镜，它的物镜由反射镜组成，在这中物镜里天体的光线只收到反射，为了消除球差，反射物镜的表面通常磨成旋转抛物面的形状。
（3）、折反射它的物镜既包含透镜又包含反射镜，在这种物镜中，天体光线同时受到折射和反射，折反望远镜的主镜是一个球面反射镜，副镜是一个透镜。用来修正主镜的像差，因此常叫改正透镜。（2）、施密特望远镜，1930年由德国施密特发明了这种望远镜，其改进透镜前表面是平的，后表面的中央部分突起 其有点多，缺点是改正透镜不容易磨制。
（3）、马克苏托夫式1941年，改正透镜为弯月型透镜的两面都是球面，一般双射望远镜的是弯曲的。
，目镜有两个作用四、放大天体所长的焦距放大天体所长的焦距，这对观测行星，月亮的表面状况和测量近距双星的角距非常主要。
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