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射電天文學(xué)
天文學(xué)的分支之一
基本信息
| 中文名 | 射電天文學(xué) |
| 外文名 | radio astronomy |
| 建立時間 | 1860年 |
| 創(chuàng)始人 | |
| 學(xué)科門類 | 天文學(xué) |
| 定義 | 通過電磁波頻譜以無線電頻率研究天體 |
| 方法 | 觀測天體無線電波來研究 天文現(xiàn)象 |
| 學(xué)科代碼 | 16035 |
收起
歷史發(fā)展
在發(fā)現(xiàn)天體會發(fā)射無線電波之前，就已經(jīng)有天體可能也會發(fā)射無線電波的想法。在1860年代，詹姆斯·克拉克·麥克斯韋的麥克斯韋方程組就已經(jīng)顯示來自恒星的電磁波輻射可以有任何的波長，而不會僅僅是可見光。一些著名科學(xué)家和實驗者，如愛迪生、奧利弗·洛奇和馬克斯·普朗克都預(yù)言太陽應(yīng)該會發(fā)射出無線電波。洛奇曾嘗試觀察太陽的無線電信號，但局限于當(dāng)時儀器技術(shù)的極限而未能成功。
最早辨識出的天文學(xué)無線電波源是偶然發(fā)現(xiàn)造成的意外收獲。在1930年代的早期，美國貝爾電話公司的一位工程師卡爾·央斯基在使用巨大的定向天線研究越洋無線電話的聲音在短波上受到的靜電干擾時，他注意到以紙帶記錄器記下的類比訊號，持續(xù)的有著來源不明但會一直重復(fù)的訊號。由于這個訊號每天有一個峰值，因此央斯基起初懷疑干擾的來源是太陽。持續(xù)的分析顯示，來源不隨著太陽的出沒變化，而是以23小時56分的周期重復(fù)著，這個特征顯示來源是一個固定在天球上的天體，才會與恒星時同步轉(zhuǎn)動。通過它的觀測和與光學(xué)天文的星圖比對，央斯基認為輻射是來自銀河，并且朝向中心星座的人馬座方向最強。.他在1933年公布了這項發(fā)現(xiàn)，央斯基本想再進一步的詳細研究來自銀河的無線電波，但貝爾實驗室重新分配了另一項工作給央斯基，使他不能繼續(xù)在天文學(xué)的領(lǐng)域內(nèi)完成進一步的工作。
1940年，雷伯在美國用自制的直徑9.45米、頻率162兆赫的拋物面型射電望遠鏡證實了央斯基的發(fā)現(xiàn)，并測到了太陽以及其他一些天體發(fā)出的無線電波。第二次世界大戰(zhàn)中，英國的軍用雷達接收到太陽發(fā)出的強烈無線電輻射，表明超高頻雷達設(shè)備適合于接收太陽和其他天體的無線電波。戰(zhàn)后，一些雷達科技人員，把雷達技術(shù)應(yīng)用于天文觀測，揭開了射電天文學(xué)發(fā)展的序幕。
在1942年2月27日，英國陸軍的研究官員J.S. Hey發(fā)現(xiàn)太陽散發(fā)出無線電波，開始協(xié)助無線電天文學(xué)的推展。.
科學(xué)發(fā)現(xiàn)
微波背景輻射，是利用射電天文手段獲得的
宇宙微波背景輻射是射電天文學(xué)上的一個重要發(fā)現(xiàn)，它為大爆炸理論提供了有力的支持。
射電天文望遠鏡也用來研究離地球近得多的東西，包括太陽活動、太陽系行星的表面。
技術(shù)應(yīng)用
概述
無線電天文學(xué)家使用不同形式的技術(shù)在無線電光譜上觀測天體。儀器也許只是簡單的針對一個能量充沛的無線電源，分析它所發(fā)射出來的是何種型態(tài)的輻射。圖像較詳細的天空區(qū)域，會有重疊的掃描影像可以被紀錄和拼合（馬賽克）成單一的影像。使用的儀器種類取決于需要的信號強度和需要的詳細的程度。
射電望遠鏡
哈勃太空望遠鏡拍攝的星系M87光學(xué)影像，使用VLA干涉儀拍到的同一星系，以及使用VLBA獲得的中心區(qū)域影像，這些天線分別位在美國、德國、意大利、芬蘭、瑞典和西班牙。顆粒的噴流被懷疑是由位在星系中心的黑洞提供的動力造成的。
電波望遠鏡需要如此的大是因為需要接受信號和獲得高的信噪比，也因為角分辨力是"物鏡"直徑的函數(shù)，與被觀測的電磁輻射波長的比例，相較之下電波望遠鏡就必需比光學(xué)望遠鏡大上許多。例如，一架1米口徑的光學(xué)望遠鏡是觀測的光波波長的200萬倍，解析力是數(shù)個弧秒；而一架盤面大上許多倍的電波望遠鏡，依據(jù)他所觀測的波長，也許只能分辨滿月（30弧分）大小的天體。
射電干涉儀
光學(xué)天文觀測一般是利用光的粒子性，而射電天文觀測技術(shù)則是利用光的波動性（無線電波也是光的一種）。射電天文觀測往往能記錄下電磁波的相位信息，這使得人們可以通過干涉原理，將多臺射電望遠鏡的觀測數(shù)據(jù)進行相干計算，得到更高的分辨率。理論上，射電干涉儀在某一方向上能達到的最佳分辨率取決于該方向上相距最遠的兩臺望遠鏡的距離。
射電干涉儀的發(fā)明意義重大，它的使用，不僅可以使得射電天文觀測所能達到的分辨率超過光學(xué)天文，也能通過建立射電望遠鏡陣列來增加觀測靈敏度，突破了射電望遠鏡單鏡的口徑限制。射電干涉儀的發(fā)明者，英國劍橋大學(xué)的馬丁·賴爾（Martin Ryle,1918-1984）和安東尼·休伊什（Antony Hewish,1924-- ）因此獲得了1974年諾貝爾物理學(xué)獎。這也是諾貝爾物理學(xué)獎第一次授予天文學(xué)研究。
研究課題
值得注意的是，應(yīng)用射電天文手段觀測到的天體，往往與天文世界中能量的迸發(fā)有關(guān)：規(guī)模最“小”的如太陽上的局部爆發(fā)、一些特殊恒星的爆發(fā)，較大的如演化到晚期的恒星的爆炸，更大的如星系核的爆發(fā)等等，都有強烈的射電反應(yīng)。而在宇宙中能量迸發(fā)最劇烈的天體，包括射電星系和類星體，每秒鐘發(fā)出的無線電能量估計可達太陽全部輻射的一千億倍乃至百萬億倍以上。這類天體有的包含成雙的射電源，有的伸展到周圍很遠的空間。有些處在核心位置的射電雙源，以視超光速的速度相背飛離。這些發(fā)現(xiàn)顯然對于研究星系的演化具有重大的意義。高能量的河外射電天體，即使處在非常遙遠的地方，也可以用現(xiàn)代的射電望遠鏡觀測到。這使得射電天文學(xué)探索到的宇宙空間達到過去難以企及的深處。
這一類宇宙無線電波都屬于“非熱輻射”，有別于光學(xué)天文中常見的熱輻射(見熱輻射和非熱輻射)。對于星系和類星體，非熱輻射的主要起因，是大量電子以接近于光速的速度在磁場中的運動。許多觀測事實都支持這種見解。但是，這些射電天體如何產(chǎn)生并不斷釋放這樣巨大的能量，而這種能量如何激起大量近于光速的電子，則是當(dāng)前天文學(xué)和物理學(xué)中需要解決的重大課題。天體無線電波還可能來自其他種類的非熱輻射。日冕中等離子體波轉(zhuǎn)化成的等離子體輻射就是一例。而在光學(xué)天文中所熟悉的那些輻射，也同樣能夠在無線電波段中產(chǎn)生。例如，太陽上的電離大氣以及銀河系的電離氫區(qū)所發(fā)出的熱輻射，都是理論上預(yù)計到的。微波背景的2.7K熱輻射，雖然是一個驚人的發(fā)現(xiàn)，但它的機制卻是眾所熟知的。
光譜學(xué)在現(xiàn)代天文中的決定性作用，促使人們尋求無線電波段的天文譜線。五十年代初期，根據(jù)理論計算，測到了銀河系空間中性氫21厘米譜線。后來，利用這條譜線進行探測，大大增加了人們對于銀河系結(jié)構(gòu)（特別是旋臂結(jié)構(gòu)）和一些河外星系結(jié)構(gòu)的知識。氫譜線以外的許多射電天文譜線是最初沒有料到的。1963年測到了星際羥基的微波譜線。六十年代末又陸續(xù)發(fā)現(xiàn)了氨、水和甲醛等星際分子射電譜線。在七十年代，主要依靠毫米波（以及短厘米波）射電天文手段發(fā)現(xiàn)的星際分子迅速增加到五十多種，所測到的分子結(jié)構(gòu)愈加復(fù)雜，有的鏈長超過10個原子。這些分子大部分集中在星云中。它們的分布，有的反映了銀河系的大尺度結(jié)構(gòu)，有的則與恒星的起源有關(guān)。研究這些星際分子，對于探索宇宙空間條件下的化學(xué)反應(yīng)將有深刻影響。
三十多年來，隨著觀測手段的不斷革新，射電天文學(xué)在天文領(lǐng)域的各個層次中都作出了重要的貢獻。在每個層次中發(fā)現(xiàn)的天體射電現(xiàn)象，不僅是光學(xué)天文的補充，而且常常越出原來的想象，開辟新的研究領(lǐng)域。
學(xué)科介紹
天文學(xué)、光學(xué)天文學(xué)、紅外天文學(xué)、X射線天文學(xué)、恒星天文學(xué)、空間天文學(xué)、天體物理學(xué)、恒星物理學(xué)、太陽物理學(xué)、行星物理學(xué)、天體力學(xué)、天體動力學(xué)、宇宙學(xué)、宇宙化學(xué)、大爆炸宇宙學(xué)、天體測量學(xué)、實用天文學(xué)、天體演化學(xué)、天文史學(xué)、考古天文學(xué)。
射電天文學(xué)以無線電接收技術(shù)為觀測手段
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