FAST射电望远镜

用来识别天文射电源的第一个无线电天线是由贝尔电话实验室的工程师卡尔·吉德·央斯基于1932年建造的。扬斯基被指派负责识别可能干扰无线电话服务的静电源。扬斯基的天线是一个偶极子和反射器阵列，设计用来接收频率为20.5兆赫(波长约14.6米)的短波无线电信号。它安装在一个转盘上，可以向任何方向旋转，因此得名“扬斯基旋转木马”。它的直径大约是100英尺(30米)，高20英尺(6米) 。通过旋转天线，可以确定接收到的干扰射电源(静态)的方向。天线旁边的一个小棚里有一个模拟的纸笔记录系统。在记录了几个月来自四面八方的信号后，扬斯基最终将这些信号分为三种静态信号：附近的雷暴、远处的雷暴和来源不明的微弱持续嘶嘶声。扬斯基最终确定“微弱的嘶嘶声”重复了23小时56分钟。这个周期是一个天文恒星日的长度，是位于天球上的任何“固定”物体回到天空中相同位置所花费的时间。因此，扬斯基怀疑嘶嘶声来自太阳系之外，通过比较他的观测和光学天文地图，扬斯基得出结论，辐射来自银河系，在银河系中心的人马座方向最强。

业余报务员格罗特·雷伯是后来被称为射电天文学的先驱之一。他于1937年在伊利诺伊州惠顿的后院建造了第一个直径9米（30英尺）的抛物面“碟形”射电望远镜。他重复了扬斯基的开创性工作，将银河系确定为第一个远离世界的射电源，并以极高的无线电频率进行了第一次天空调查，发现了其他无线电来源。第二次世界大战期间雷达的迅速发展创造了在战后应用于射电天文学的技术，射电天文学成为天文学的一个分支，大学和研究机构建造了大型射电望远镜。^[4]

构成无线电频谱的电磁频谱的频率范围非常大。这意味着用作射电望远镜的天线类型在设计、尺寸和配置上差异很大。波长在30米至3米(10 MHz - 100 MHz)，它们通常是类似于“电视天线”的定向天线阵列或具有可移动焦点的大型固定反射器。由于用这些类型的天线观察到的波长如此之长，所以“反射器”表面可以由粗金属丝网如鸡肉丝构成。^[5][6]在较短波长的情况下，抛物面“碟形”天线占主导地位。碟形天线的角分辨率由碟形天线的直径与被观察无线电波的波长之比决定。这决定了射电望远镜需要多大的盘才能获得有用的分辨率。波长在3米到30厘米之间的射电望远镜(100 MHz至1 GHz)，直径通常超过100米。波长小于30厘米的望远镜(1 GHz以上)的直径范围从3米到90米。

2.1 频率

无线电频率越来越多地用于通信，这使得天文观测越来越困难。射电天文学和空间科学频率分配科学委员会负责为捍卫光谱中对观测宇宙最有用的部分的频率分配的谈判进行了协调。

射电望远镜使用的一些更显著的频带包括：

• 美国国立无线电寂静地带的每个频率
• 频道37: 608至614 MHz
• “21公分线”，也被称为“21厘米线”:1420.405757551776 MHz，被包括大耳朵在内的许多射电望远镜用于发现Wow！信号
• 1406 MHz和430 MHz ^[7]
• 水坑:1，420到1，666 MHz
• 阿雷西博天文台具有多个接收器，一起覆盖整个1-10 GHz的范围。
• 威尔金森微波各向异性探测器将宇宙微波背景映射到5个不同的频段，以23 GHz，33 GHz，41 GHz，61 GHz和94 GHz为中心。

2.2 大盘子

世界上最大的全口径射电望远镜是由中国于2016年完成的500米口径球面射电望远镜。^[8]这个直径500米 (1600 英尺), 占地30个足球场大的盘子被建在贵州自然景观中的喀斯特洼地，不能移动；馈电天线在一个悬挂在电缆盘上方的船舱里。主动盘由计算机控制的4450个可移动面板组成。通过改变碟形天线的形状并移动电缆上的馈电舱，望远镜可以指向天空中从天顶到40°的任何区域。虽然这个盘子直径为500米，但在任何给定的时间，只有300米的圆形区域被馈电天线照亮，所以实际的有效孔径是300米。建设始于2007年，于2016年7月完成^[9]，这架望远镜于2016年9月25日投入使用。^[10]

世界第二大填充孔径望远镜是位于阿雷西沃的阿雷西博射电望远镜。另一个像FAST一样的固定式碟形望远镜，其305米 （1001英尺）的碟形天线内置在自然地形的凹陷处，通过移动悬挂的馈电天线，天线可以在天顶大约20°的角度内转向。最大的单个射电望远镜是位于俄罗斯尼扎尼阿尔克赫兹附近的RATAN-600，它由一个576米长的矩形射电反射镜组成，每个反射镜都可以指向一个中央圆锥形接收器。

上述固定盘不是完全“可操纵的”；它们只能瞄准天空中靠近天顶的点，而不能从地平线附近的源接收。最大的全可控碟形射电望远镜是美国西弗吉尼亚州的100米格林班克望远镜，建于2000年。欧洲最大的全转向射电望远镜是德国波恩附近的埃弗斯伯格100米射电望远镜，由马克斯·普朗克射电天文研究所操作，它也是30年来世界上最大的全转向望远镜，直到格林班克天线建成。^[11]第三大全可控射电望远镜是位于英国柴郡卓瑞尔河岸天文台的76米洛弗尔望远镜望远镜，于1957年完工。第四大全可控射电望远镜有六个70米的碟形天线：三个俄罗斯RT-70，三个在美国国家航空航天局的深空网络。截至2016年计划中的奇台射电望远镜将是世界上最大的全可控单盘射电望远镜，直径为 110米（360英尺）。

射电望远镜单天线的典型尺寸是25米。世界各地的无线电天文台都有数十架大小相当的射电望远镜在工作。

大盘子画廊

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  中国（2016年）正在建设中的500米五百米孔径望远镜（FAST）

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  波多黎各（1963年）305米的阿雷西博天文台

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  位于美国西弗吉尼亚州绿色银行（2002年）100米的绿岸望远镜。最大的完全可操纵的射电望远镜盘

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  位于德国Bad Münstereifel（1971年）100米的埃菲尔斯贝格

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  位于英格兰乔德雷尔银行天文台（1957）76米的Lovell

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  位于美国加利福尼亚州莫哈韦沙漠金石深空通信综合体（1958年）70米的DSS 14“火星”天线

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  位于克里米亚（1978年）70米的Yevpatoria RT-70，其为前苏联的三架RT-70中的第一架

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  位于俄罗斯Galenki（1984年）70米的Galenki RT-70，其为前苏联三架RT-70中的第二架

2.3 太空中的射电望远镜

自1965年以来，人类已经发射了三架天基射电望远镜。1965年，苏联派出了第一个名为Zond 3的部队。1997年，日本派遣了第二个，HALCA。最后一个是俄罗斯在2011年发送的，名为Spektr-R。

最显著的发展之一是在1946年引入了天文干涉测量技术，这意味着将来自多个天线的信号组合起来，以便模拟更大的天线，从而获得更高的分辨率。天文无线电干涉仪通常由抛物面天线阵列(如一英里望远镜)、一维天线阵列(如莫隆洛天文台综合望远镜)或二维全向偶极子阵列(如托尼·休伊什的脉冲星阵列)组成。阵列中的所有望远镜都被广泛分开，通常使用同轴电缆、波导、光纤或其他类型的传输线连接。电子振荡器稳定性方面的最新进展现在也允许通过在各种天线上独立记录信号来进行干涉测量，然后在一些中央处理设备上关联记录。这个过程被称为甚长基线干涉测量（VLBI）。干涉测量确实增加了收集到的总信号，但是它的主要目的是通过称为孔径合成的过程极大地提高分辨率。这项技术的工作原理是叠加(干扰)来自不同望远镜的信号波，原理是同相位的波会互相叠加，而相位相反的两个波会互相抵消。这就产生了一个组合式望远镜，它的分辨率(虽然不是灵敏度)相当于一根直径等于阵列中相距最远的天线间距的天线。

高质量的影像需要望远镜之间有大量不同的间隔。从射电源看到的任何两个望远镜之间的投影分离被称为基线。例如，美国新墨西哥州索科罗附近的甚大天线阵(VLA)有27架望远镜，同时有351条独立的基线，在3厘米波长处实现0.2弧秒的分辨率。^[12]马丁·赖尔在剑桥的团队获得了干涉测量和孔径合成的诺贝尔奖。^[13] 劳埃德镜干涉仪也是由悉尼大学约瑟夫·帕西的小组在1946年独立开发的。^[14] 20世纪50年代初，剑桥干涉仪绘制了无线电天空图，制作了著名的2C和3C无线电源调查。位于印度浦那的巨型轨道射电望远镜就是一个大型物理连接射电望远镜阵列的例子。位于西欧的最大阵列，低频阵列(LOFAR)于2012年完工，由分布在直径数百公里的区域内的48个站的大约81，000个小型天线组成，工作波长在1.25至30米之间。使用后观测处理的甚大规模集成电路（VLBI）系统是用相隔数千英里的天线建造的。无线电干涉仪也被用来获得宇宙微波背景辐射各向异性和偏振的详细图像，如2004年的CBI干涉仪。

世界上最大的物理连接望远镜平方千米阵（SKA）计划于2025年开始运行。

许多天体不仅可以在可见光中观察到，还能发射无线电波长的辐射。除了观察像脉冲星和类星体这样的高能物体，射电望远镜还能“成像”大多数天体，如星系，星云，甚至是行星的射电辐射。^[15][16]