射電天文學

射電天文學是在無線電頻率上研究天體物體的天文學子場。 1933年，當貝爾電話實驗室的卡爾·詹斯基（Karl Jansky）報告說，從銀河系中輻射時，從天文學物體中的無線電浪進行了第一次檢測。隨後的觀察結果已經確定了許多不同的無線電源。其中包括星星和星系，以及全新的對象，例如射電星系，類星體，脈衝星和泥瓦匠。宇宙微波背景輻射的發現，被視為大爆炸理論的證據，是通過射電天文學做出的。

射電天文學是使用稱為射電望遠鏡的大型無線電天線進行的，這些天文天線是單獨使用的，或使用多個鏈接的望遠鏡使用無線電干擾法和孔徑合成的技術進行。干涉法的使用允許射線天文學達到高角度分辨率，因為乾涉儀的分辨能力是由其組件之間的距離而不是其組件的大小來設定的。

射電天文學與雷達天文學不同，因為前者是一個被動觀察（即，僅接受），而後者則是主動觀察（傳輸和接收）。

歷史

在詹斯基（Jansky）觀察到1930年代的銀河系之前，物理學家推測可以從天文來源觀察到無線電波。在1860年代，詹姆斯·麥克斯韋爾（James Clerk Maxwell）的方程式表明電磁輻射與電力和磁性有關，並且可能在任何波長下都存在。進行了幾次嘗試檢測太陽的無線電發射，包括1896年德國天體物理學家Johannes Wilsing和Julius Scheiner的實驗，以及Oliver Lodge在1897年至1900年之間建立的厘米波輻射設備。工具的技術局限性。在1902年反映電離層的無線電發現導致物理學家得出結論，該層將反彈任何天文無線電的傳播回到太空，使其無法檢測到。

卡爾·詹斯基（Karl Jansky）在1930年代初偶然地發現了第一個天文廣播電源。作為貝爾電話實驗室的新僱用的無線電工程師，他被任命為調查可能干擾短波跨大西洋語音傳輸的靜態任務。 Jansky使用大型定向天線，注意到他的模擬筆和紙記錄系統不斷記錄持續的重複信號或未知來源的“嘶嘶聲”。由於信號大約每24小時達到峰值，因此Jansky首先懷疑干擾的來源是太陽橫穿了他的定向天線。然而，繼續分析表明，源沒有完全遵循太陽的24小時每日循環，而是在23小時56分鐘的周期中重複。詹斯基（Jansky）與他的朋友天體物理學家艾伯特·梅爾文·斯凱特（Albert Melvin Skellett）討論了令人困惑的現象，他指出，在信號峰之間觀察到的時間是恆星日的確切長度。每當地球旋轉時，“固定”天文物體（例如恆星）所花費的時間（例如恆星）在天線前傳遞。通過將他的觀察結果與光學天文圖進行比較，詹斯基最終得出結論，當他的天線針對射手座中的銀河系中最密集的部分時，輻射源達到了頂峰。

詹斯基（Jansky）在1933年4月在華盛頓特區的一次會議上宣布了他的發現，射電天文學領域誕生了。 1933年10月，他的發現發表在無線電工程師研究所會議錄中的一篇雜誌文章中，題為“顯然是外星人起源的電氣乾擾”。詹斯基得出的結論是，由於太陽（以及其他恆星）不是無線電噪聲的大量發射器，因此奇怪的無線電干擾可能是由星際氣體和銀河系中的星際氣體和塵埃產生的，尤其是“帶電顆粒的熱攪動”。 （Jansky的峰值無線電源是天空中最亮的無線電源之一，在1950年代被指定為射手座A ，後來被認為是由電子在強磁場中發射的。現在在星系的中心，現在稱為射手座A*。星號表示射手座A的顆粒已離子化。）

1935年之後，詹斯基（Jansky）想進一步詳細地調查銀河系的無線電浪潮，但貝爾實驗室（Bell Labs）將他重新分配給另一個項目，因此他在天文學領域沒有進一步的工作。在他之後，他在射線天文學領域的開創性努力得到了磁通密度的基本單位的命名。

Grote Reber受到Jansky的作品的啟發，並於1937年在他的後院建造了拋物線射電望遠鏡9m。他首先重複Jansky的觀察，然後在無線電頻率中進行了第一次Sky調查。 1942年2月27日，英軍研究官詹姆斯·斯坦利·海·赫爾（James Stanley Hey）首次發現了太陽發出的無線電波。那年晚些時候，喬治·克拉克·索斯沃思（George Clark Southworth）在詹斯基（Jansky）等貝爾實驗室（Bell Labs）也從太陽中發現了放射線。兩位研究人員都受到雷達周圍戰時安全的約束，因此，雷伯（Reber）並非如此，首先發表了他的1944年調查結果。其他幾個人獨立發現了太陽能無線電波，其中包括丹麥的E. Schott和伊麗莎白·亞歷山大（ Elizabeth Alexander）在諾福克島（Norfolk Island）工作。

在第二次世界大戰期間進行了電離層研究的劍橋大學， JA Ratcliffe以及對雷達進行戰時研究的電信研究機構的其他成員，在大學中創建了一個無線電物理學集團觀察和研究。這項早期研究很快就涉足了對其他天體無線電來源和乾涉測量技術的觀察，以開創性，以分離被檢測到的排放的角度來源。卡文迪許天體物理學組的馬丁·萊爾（Martin Ryle ）和安東尼·希維什（Antony Hewish）開發了地球旋轉孔徑合成技術。 1950年代，劍橋的射電天文學組織繼續在劍橋附近發現了穆拉德射電天文台。在1960年代末和1970年代初，隨著計算機（例如泰坦）能夠處理所需的計算密集型傅立葉變換倒置，他們使用孔徑合成來創建“一英里”，然後使用'5 km'有效的孔徑創建一英里和Ryle望遠鏡。他們使用劍橋干涉儀來繪製無線電天空的繪製，從而產生了無線電源的第二（2C）和第三（3C）劍橋目錄。

技術

射電天文學家使用不同的技術來觀察無線電頻譜中的對象。儀器可以簡單地指向一個充滿活力的無線電來源，以分析其發射。為了更詳細地“圖像”一個天空區域，可以將多個重疊的掃描記錄在馬賽克圖像中。所使用的儀器類型取決於信號的強度和所需的細節量。

地球表面的觀察限於可以通過大氣的波長。在低頻率或長波長下，傳輸受電離層的限制，這反映波浪的頻率小於其特徵等離子體頻率。水蒸氣以較高的頻率干擾射電天文學，這導致建造無線電觀測站，該觀測值在非常高和乾燥的位點以毫米波長進行觀測，以最大程度地減少視線中的水蒸氣含量。最後，地球上的傳輸設備可能導致射頻干擾。因此，許多無線電觀測站都在偏遠的地方建造。

射電望遠鏡

射電望遠鏡可能需要非常大，才能接收信號比率低的信號。同樣，由於角度分辨率與觀察到的電磁輻射的波長成比例的“客觀”直徑的函數，因此與它們的光學對應物相比，射電望遠鏡必須大得多。例如，1米直徑的光學望遠鏡比觀察到的光波長大的兩百萬倍，使其分辨率約為0.3弧秒，而射電望遠鏡“盤子”多次可能會根據觀察到的波長，具體取決於觀察到的，不同於觀察到的波長。只能解決滿月大小的物體（弧30分鐘）。

無線電干涉法

通過單台射程望遠鏡實現高分辨率的困難導致了無線電干涉法，這是由英國射電天文學家馬丁·萊爾（Martin Ryle）和澳大利亞工程師，放射性物理學家以及射電天文學家約瑟夫·拉德·帕維（Joseph Lade Pawsey）和魯比·佩恩·斯科特（Ruby Payne-Scott）開發的。1946年。 1946年1月26日，Payne-Scott，Pawsey和Lindsay McCready在澳大利亞悉尼附近的200 MHz上使用了一個轉換後的雷達天線（Broadside Array）進行了天文觀察。該小組使用了海上乾涉儀的原理，其中天線（以前是第二次世界大戰雷達）在日出時觀察到太陽，這是由於太陽的直接輻射而引起的，而從海中反射了輻射。在這個近200米的基線的基線中，作者確定爆發階段的太陽輻射比太陽盤小得多，並且來自與大黑子組相關的區域。澳大利亞集團在1947年發表的一份開創性論文中列出了孔徑合成原則。在第二次世界大戰期間，澳大利亞，伊朗和英國的許多團體都證明了對海上萊利夫干涉儀的使用，他們觀察到干擾了乾擾邊緣（直接雷達輻射輻射和來自海洋的反射信號）從進入飛機中。

1946年7月中旬，劍橋集團（Cambridge of Ryle）和馮伯格（Vonberg）首次以175 MHz的速度觀察到太陽，其中邁克爾遜干涉儀由兩個無線電天線組成，其間距具有大約240米的間距。他們表明，無線電輻射的大小小於10弧分鐘，並且在I型突發中也檢測到圓形極化。另外兩個小組也大約在同一時間發現了循環兩極分化（澳大利亞的戴維·馬丁（David Martyn）和英國的詹姆斯·斯坦利·赫爾（James Stanley Hey）和詹姆斯·斯坦利·赫爾（ James Stanley Hey ））。

現代無線電干涉儀由廣泛分開的射電望遠鏡組成，這些望遠鏡觀察使用同軸電纜，波導，光纖或其他類​​型的傳輸線相同的對象。這不僅增加了收集的總信號，還可以在稱為孔徑合成的過程中使用，以極大地增加分辨率。該技術是通過超級量（“干擾”）從不同望遠鏡的信號波來起作用的，該原理與同一相一致的波會相互添加，而兩個具有相反相的波會相互抵消。這創建了一個組合的望遠鏡，該望遠鏡與陣列中最遠的天線大小相同。為了產生高質量的圖像，需要在不同的望遠鏡之間進行大量不同的分離（從無線電源中看到的任何兩個望遠鏡之間的預計分離稱為“基線”） - 盡可能多地不同的基線為了獲得高質量的圖像。例如，非常大的陣列具有27個望遠鏡，同時提供351個獨立的基線。

非常長的基線乾涉法

從1970年代開始，射程望遠鏡接收器的穩定性允許從世界各地（甚至在地球軌道上）組合進行望遠鏡進行望遠鏡的望遠鏡干涉法。在每個天線上接收到的數據與定時信息（通常是從局部原子時鐘）配對，而不是物理連接天線，而是將其存儲在磁帶或硬盤上以後進行分析。在此之後，數據與來自其他天線的數據相似，以產生結果圖像。使用這種方法，可以合成有效的地球大小的天線。望遠鏡之間的較大距離可以實現非常高的角度分辨率，實際上比其他任何天文學領域都要大得多。在最高的頻率下，可以使用小於1毫亞的合成梁。

今天運行的傑出的VLBI陣列是非常長的基線陣列（望遠鏡遍布北美）和歐洲VLBI網絡（歐洲，中國，中國，南非和波多黎各）。每個陣列通常單獨運行，但偶爾觀察到共同產生提高的靈敏度。這被稱為全球VLBI。還有一個在澳大利亞和新西蘭運營的VLBI網絡，稱為LBA（長基線陣列），在日本，中國和韓國共同觀察到形成了東亞VLBI網絡（EAVN）。

自成立以來，將數據記錄到硬媒體上是將每個望遠鏡記錄的數據錄製在一起以進行以後相關的唯一方法。但是，當今全球高帶寬網絡的可用性使得可以實時進行VLBI。該技術（稱為E-VLBI）最初是在日本開創的，最近在澳大利亞和歐洲採用了EVN（歐洲VLBI網絡），他們每年執行越來越多的科學E-VLBI項目。

天文來源

射電天文學導致了天文學知識的大幅增加，尤其是發現了幾類新物體，包括脈衝星，類星體和星系。這是因為射電天文學使我們能夠看到光學天文學中無法檢測到的事物。這樣的對象代表了宇宙中一些最極端，最充滿活力的物理過程。

還首先使用射電望遠鏡檢測到宇宙微波背景輻射。但是，射電望遠鏡也已被用來調查離家更近的物體，包括對太陽和太陽活動的觀察以及行星的雷達映射。

其他來源包括：

• 太陽
• 木星
• 銀河系的銀河系中心射手座A ，一部分射手座A*被認為是無線電波發出的超級質量黑洞
• 主動銀河核和脈衝星有帶電荷的顆粒的噴射，它們會發出同步輻射
• 合併星系簇通常顯示彌散的無線電發射
• 超新星殘留物也可以顯示彌散的無線電發射；脈衝星是一種表現出高度同步發射的超新星殘留物。
• 宇宙微波背景是黑體無線電/微波發射

國際法規

根據國際電信聯盟（ITU）無線電法規（RR）的第1.58條的規定，射電天文學服務（也是射電天文學服務）定義為“涉及使用射電天文學的使用”。這種放射性通信服務的主題是接收由天文或天體物體傳播的無線電波。

頻率分配

根據ITU無線電法規的第5條（2012年版）提供無線電頻率的分配。

為了改善頻譜利用率的協調，本文檔中規定的大多數服務集合都納入了國家頻率分配和利用表中，這是應在適當的國家政府的責任中。分配可能是主要的，次要的，獨家的和共享的。

• 主要分配：通過大寫字母寫作表示（請參見下面的示例）
• 次要分配：用小字母表示
• 獨家或共享利用：行政部門的責任

與適當的ITU區域一致，將頻帶分配給射電天文學服務（主要或次要），如下所示。

也可以看看

• Atacama大毫米陣列
• 頻道37
• 伽馬射線天文學
• 紅外天文學
• 雷達天文學
• 時間塗抹
• X射線天文學
• 波浪（ Juno ） （ Juno木星軌道儀上的無線電樂器）
• 寬銀河動物園
• Würzburg雷達＃戰後在天文學中使用