| 词条 | 射电天文学 |
| 释义 | § 概述 射电天文学以无线电接收技术为观测手段 射电天文学时通过观测天体的无线电波来研究天文现象的一门学科。射电天文学理论认为由于地球大气的阻拦，从天体来的无线电波只有波长约1毫米到30米左右的才能到达地面，绝大部分的射电天文研究都是在这个波段内进行的。射电天文学以无线电接收技术为观测手段，观测的对象遍及所有天体：从近处的太阳系天体到银河系中的各种对象，直到极其遥远的银河系以外的目标。射电天文波段的无线电技术，到二十世纪四十年代才真正开始发展。对于历史悠久的天文学而言，射电天文使用的是一种崭新的手段，为天文学开拓了新的园地。 § 学科渊源 电磁波谱 1860年，苏格兰物理学家麦克斯韦提出一个理论，预言整个辐射家族都与电磁现象（即电磁辐射）有联系，而一般可见光只是这个家族中的一小部分而已。25年以后，即在麦克斯韦因患癌症过早去世7年后，才找到了证实他的预言的第一个确实的证据。1887年，德国物理学家H.R.赫兹从感应线圈的火花中制造振荡电流，结果产生出波长极长的辐射，比一般红外辐射的波长长得多。H.R.赫兹探测到了这些辐射。这些辐射后来称做无线电波或射电波。 波长可以用微米（1/1000000米）来量度； 可见光的波长从0.39微米（极紫）到0.78微米（极红）。接下去是近红外辐射（0.78～3微米），再就是中红外辐射（3～30微米），然后是远红外辐射（30～1000微米）。从此开始便是射电波：所谓的微波从1000～160000微米，长波射电波长高达几十亿微米。 辐射的特性不仅可以用波长来表示，也可以用频率来表示。频率就是每秒钟产生的辐射的波数。可见光和红外辐射频率的数值太大，因此在这两种情况下通常不使用频率来表示。但是，对射电波来说，频率降低到比较低的数字，因而得到广泛地应用、每秒钟1000个波叫做1千周；每秒钟1000000个波叫做1兆周。 微波的范围从300000兆周到1000兆周。一般电台使用的射电波波长都很长，都低到千周的范围。 在赫兹发现射电波后的10年期间，光谱的另一端也有了同样的扩展。1895年，德国物理学家伦琴意外地发现了一种神秘的辐射，他称之为Ｘ射线，结果证明，Ｘ射线的波长比紫外辐射的波长短。后来卢瑟福证明，与放射性有关的γ射线的波长比Ｘ射线的还要短。 于是，牛顿最初的光谱得到极大的扩展。如果我们把波长每增加一倍看作是相当于1个8度音程的话（如同声音那样），那么我们所研究的全部电磁波谱大约等于60个8度音程： 可见光在靠近光谱的中心部分，仅占1个8度音程的范围。 有了比较宽的光谱，我们对恒星的认识当然会更加全面。例如，我们知道，太阳光中包含着大量紫外辐射和红外辐射，这些辐射大部分被我们的大气吸收了；但是1931年非常意外地发现了一个探索宇宙的射电窗口。贝尔电话实验室的一位年轻的无线电 工程师央斯基，在研究经常伴随着无线电接收而产生的静电时，偶然发现了一种非常稳定的噪声，这种噪声不可能来自任何通常的噪声源。他最后断定，这种静电是由来自外层空间的射电波引起的。 最初，来自空间的射电信号似乎在太阳方向上最强，但一天天过去后，接收到的最强信号慢慢地从太阳方向移开，并且在天空中环行一圈。到1933年，央斯基断定，这些射电波来自银河，特别是来自靠近银河系中心的人马座方向。 到1933年，央斯基断定，这些射电波来自银河，特别是来自靠近银河系中心的人马座方向。于是射电天文学诞生了。[1] § 历史发展 微波背景辐射，是利用射电天文手段获得的 对于历史悠久的天文学而言，射电天文使用的是一种崭新的手段，为天文学开拓了新的园地。六十年代中的四大天文发现：类星体、脉冲星、星际分子和微波背景辐射，都是利用射电天文手段获得的。从前，人类只能看到天体的光学形象，而射电天文则为人们展示出天体的另一侧面——无线电形象。由于无线电波可以穿过光波通不过的尘雾，射电天文观测就能够深入到以往凭光学方法看不到的地方。银河系空间星际尘埃遮蔽的广阔世界，就是在射电天文诞生以后，才第一次为人们所认识。 射电天文学的历史始于1931～1932年。美国无线电工程师央斯基在研究长途电讯干扰时偶然发现来自银心方向的宇宙无线电波。1940年，雷伯在美国用自制的直径9.45米、频率 162兆赫的抛物面型射电望远镜证实了央斯基的发现，并测到了太阳以及其他一些天体发出的无线电波。第二次世界大战中，英国的军用雷达接收到太阳发出的强烈无线电辐射，表明超高频雷达设备适合于接收太阳和其他天体的无线电波。战后，一些雷达科技人员，把雷达技术应用于天文观测，揭开了射电天文学发展的序幕。 到了二十世纪七十年代，雷伯首创的那种抛物面型射电望远镜的“后代”，已经发展成现代的大型技术设备。其中名列前茅的如德意志联邦共和国埃费尔斯贝格的射电望远镜，直径达100米，可以工作到短厘米波段。这种大型设备配上各种高灵敏度接收机，便可以在各个波段探测到极其微弱的天体无线电波（见射电天文接收机）。 § 方法 射电频谱仪对于研究射电天体来说，测到它的无线电波只是一个最基本的要求。人们还可以应用颇为简单的原理，制造出射电频谱仪（见太阳射电动态频谱仪）和射电偏振计，用以测量天体的射电频谱和偏振。研究射电天体的进一步的要求是精测它的位置和描绘它的图像。一般说来，只有把射电天体的位置测准到几角秒，才能够较好地在光学照片上认出它所对应的天体，从而深入了解它的性质。为此，就必须把射电望远镜造得很大，比如说，大到好几公里。这必然会带来机械制造上很大的困难。因此，人们曾认为射电天文在测位和成像上难以与光学天文相比。可是，五十年代以后，射电望远镜的发展，特别是射电干涉仪（由两面射电望远镜放在一定距离上组成的系统）的发展，使测量射电天体位置的精度稳步提高。五十年代到六十年代前期，在英国剑桥，利用许多具射电干涉仪构成了“综合孔径”，系统，并且用这种系统首次有效地描绘了天体的精细射电图像。接着，荷兰、美国、澳大利亚等国也相继发展了这种设备。到七十年代后期，工作在短厘米波段的综合孔径系统所取得的天体射电图像细节精度已达2″，可与地面上的光学望远镜拍摄的照片媲美（见综合孔径射电望远镜）。射电干涉仪的应用还导致了六十年代末甚长基线干涉仪的发明。这种干涉仪的两面射电望远镜之间，距离长达几千公里，乃至上万公里。用它测量射电天体的位置，已能达到千分之几角秒的精度。七十年代中，在美国完成了多具甚长基线干涉仪的组合观测，不断取得重要的结果。 § 研究课题 应用射电天文手段观测天体值得注意的是，应用射电天文手段观测到的天体，往往与天文世界中能量的迸发有关：规模最“小”的如太阳上的局部爆发、一些特殊恒星的爆发，较大的如演化到晚期的恒星的爆炸，更大的如星系核的爆发等等，都有强烈的射电反应。而在宇宙中能量迸发最剧烈的天体，包括射电星系和类星体，每秒钟发出的无线电能量估计可达太阳全部辐射的一千亿倍乃至百万亿倍以上。这类天体有的包含成双的射电源，有的伸展到周围很远的空间。有些处在核心位置的射电双源，以视超光速的速度相背飞离。这些发现显然对于研究星系的演化具有重大的意义。高能量的河外射电天体，即使处在非常遥远的地方，也可以用现代的射电望远镜观测到。这使得射电天文学探索到的宇宙空间达到过去难以企及的深处。 这一类宇宙无线电波都属于“非热辐射”，有别于光学天文中常见的热辐射(见热辐射和非热辐射)。对于星系和类星体，非热辐射的主要起因，是大量电子以接近于光速的速度在磁场中的运动。许多观测事实都支持这种见解。但是，这些射电天体如何产生并不断释放这样巨大的能量，而这种能量如何激起大量近于光速的电子，则是当前天文学和物理学中需要解决的重大课题。天体无线电波还可能来自其他种类的非热辐射。日冕中等离子体波转化成的等离子体辐射就是一例。而在光学天文中所熟悉的那些辐射，也同样能够在无线电波段中产生。例如，太阳上的电离大气以及银河系的电离氢区所发出的热辐射，都是理论上预计到的。微波背景的2.7K热辐射，虽然是一个惊人的发现，但它的机制却是众所熟知的。 光谱学在现代天文中的决定性作用，促使人们寻求无线电波段的天文谱线。五十年代初期，根据理论计算，测到了银河系空间中性氢21厘米谱线。后来，利用这条谱线进行探测，大大增加了人们对于银河系结构（特别是旋臂结构）和一些河外星系结构的知识。氢谱线以外的许多射电天文谱线是最初没有料到的。1963年测到了星际羟基的微波谱线。六十年代末又陆续发现了氨、水和甲醛等星际分子射电谱线。在七十年代，主要依靠毫米波（以及短厘米波）射电天文手段发现的星际分子迅速增加到五十多种，所测到的分子结构愈加复杂，有的链长超过10个原子。这些分子大部分集中在星云中。它们的分布，有的反映了银河系的大尺度结构，有的则与恒星的起源有关。研究这些星际分子，对于探索宇宙空间条件下的化学反应将有深刻影响。 三十多年来，随着观测手段的不断革新，射电天文学在天文领域的各个层次中都作出了重要的贡献。在每个层次中发现的天体射电现象，不仅是光学天文的补充，而且常常越出原来的想象，开辟新的研究领域。 § 相关学科 天文学、光学天文学、红外天文学、X射线天文学、恒星天文学、空间天文学、天体物理学、恒星物理学、太阳物理学、行星物理学、天体力学、天体动力学、宇宙学、宇宙化学、大爆炸宇宙学、天体测量学、实用天文学、天体演化学、天文史学、考古天文学。 |
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