无线电干涉法和孔径合成

角分辨率或广播的能力望远镜在天空,区分细节取决于观测的波长除以大小的仪器。然而,即使是最大的天线,使用时操作的波长最短,也只有少数的角分辨率弧秒,大约10倍比地面光学分辨率的贫穷望远镜。因为射电望远镜在更长的波长比光学望远镜,射电望远镜需要更大的光学望远镜达到相同的角分辨率。

在无线电波段,大气所造成的扭曲比光波长不太重要,所以理论角分辨率的射电望远镜甚至可以在实践中实现最大的维度。另外,因为无线电信号远距离容易分发没有失真,可以构建射电望远镜的无限维度。事实上,历史上射电天文学一直是解决工程问题构建的射电望远镜不断增加角分辨率。

射电望远镜的高角分辨率的实现是通过使用干涉的原则合成一个非常大的有效孔径的天线。在一个简单的two-antenna射电干涉仪信号从一个未解决的,或“点”,时而抵达来源阶段(相长干涉)的阶段(相消干涉),地球旋转和原因的不同路径的变化无线电来源干涉仪的两个元素。这个生产干扰边缘的方式类似于一个光学干涉仪。如果广播源有限角大小,然后路径长度的差异中干涉仪的元素不同的来源。测量的干扰边缘从每个干涉仪对因此取决于广播“亮度”的详细性质分布在天空中。

每一对干涉仪措施之一”傅里叶分量”的亮度分布的无线电来源。工作马汀爵士Ryle和他的同事们在二十世纪50年代避孕药问世前,从没有人60年代显示可移动天线元素结合地球的旋转可以样本足够多的傅里叶分量合成大孔径的影响,从而重建高分辨率图像的广播天空。做傅里叶变换的费力计算任务从干涉仪获取图像数据高速计算机和来完成快速傅里叶变换(FFT),数学技术,特别适合于计算离散傅里叶变换。为了表彰他的贡献傅里叶的发展合成技术,俗称孔径合成,或地球自转合成、Ryle被授予了1974年诺贝尔奖物理学奖。

在1960年代瑞典物理学家Jan Hogbom发展一种技术干净,用于消除杂散响应从天空广播的形象造成了离散的使用,而不是连续的,间距在推导收音机的形象。进一步发展,基于技术介绍了1950年代初由英国科学家罗杰Jennison和弗朗西斯·格雷厄姆史密斯,导致的概念自校准,使用观察源作为自己的校准器为了消除错误在一次电台图像由于单个天线的响应的不确定性以及引入的小错误传播通过地球大气的无线电信号。这样射电望远镜能够实现非凡的角分辨率和图像质量不可能在任何其他波长乐队。

甚长基线干涉测量

在传统干涉仪和数组,同轴电缆,波导,甚至光纤链接是用于分发一个共同的参考本地振荡器信号每个天线并返回接收到的信号从一个单独的天线中心实验室,与从其他天线的信号。情况下,天线间距为超过几十公里,然而,真正变得昂贵使用物理链路分配信号。非常高的频率(甚高频)或超高频率(超高频)无线链接已经使用,但是需要大量的中继电台使这不切实际的间距大于几百公里。

干涉仪的系统本质上无限的元素可以使用的技术形成的分离甚长基线干涉测量(VLBI)。在早期的VLBI系统接收到的信号在每个元素被broad-bandwidth录像带记录位于每个记录天线。最近,随着廉价、可靠的计算机磁盘驱动器中,数据被记录在磁盘。磁盘然后运送到一个共同的重播的位置和信号的总和形成干涉条纹。VLBI系统的成功运作需要磁带录音同步几上百万第二,本地振荡器参考信号是稳定在一万亿年比一个部分。从几小时的观察记录数据通常包含大约一万亿的信息,这是大致相当于存储一个中等规模的图书馆的全部内容。氢微波激射器频率标准是用来给定时精度仅为几纳米第二和频率稳定在一千万亿年的一个部分。

雷达技术

技术类似的那些用于军事和民用雷达应用程序有时使用射电望远镜来研究表面行星和小行星太阳系中。通过测量的飞行时间谱和信号反射在行星表面,可以检查与线性地貌决议一样好1公里,非常准确地推断的旋转,并确定行星之间的距离。行星反射的无线电信号较弱,需要大功率雷达发射机为了获得可测量的信号检测。雷达信号的时间前往金星,即使在最接近地球地球大约5分钟。为土星两个多小时。

射电望远镜的主要应用

射电望远镜让天文学家研究多种外星人无线电来源。这些天体发出无线电波的几个过程,包括(1)热辐射从固体等行星(2)热,或轫致辐射,从热气体的辐射星际介质,(3)同步加速器辐射从电子附近的速度移动光的速度在弱磁场,(4)谱线辐射原子或分子转换发生在周围的星际介质或气态的信封星星,(5)脉冲辐射造成的快速旋转中子星一场激烈的包围磁场和充满活力的电子。

射电望远镜是用来衡量所有的行星的表面温度,以及一些卫星的木星和土星。雷达测量显示的旋转汞,以前认为向同一侧太阳。天文学家们还使用雷达观察图像表面的特性金星从视觉的审查,这是完全掩盖沉重的云层,永久地遮蔽了地球。旅行时间的精确测量雷达信号时反映来自金星从太阳的另一边地球表明,无线电波传递接近太阳减缓由于重力,从而提供了一个新的独立的测试吗阿尔伯特·爱因斯坦的理论广义相对论。