2第二章射電天文望遠鏡定

1、第二章 射電天文望遠鏡 (August 30, 2012 Already Viewed)與光學望遠鏡400年的歷史相比，射電望遠鏡僅有七十多年，但很快就步入了鼎盛時期。20世紀60年代射電天文學的“四大發(fā)現(xiàn)”，即脈沖星、星際分子、微波背景輻射和類星體的發(fā)現(xiàn)成為20世紀中最為耀眼的天文學成就。在1967年發(fā)現(xiàn)脈沖星時，已有好幾臺大型射電望遠鏡具備很強的觀測脈沖星能力，很快就轉(zhuǎn)入脈沖星的觀測研究。我國在1990年開始進行脈沖星的觀測實驗，1996年獲得成功，目前僅有新疆天文臺25米射電望遠鏡系統(tǒng)地開展脈沖星的觀測研究。從21世紀開始，我國加快了射電望遠鏡發(fā)展的步伐，正在建造或籌建的幾臺大型射電望遠

2、鏡，建成后將大大提高脈沖星的觀測能力。2.1脈沖星信息的主要特點和射電望遠鏡的基本結(jié)構(gòu)射電望遠鏡是脈沖星觀測發(fā)現(xiàn)和研究的最重要也是不可或缺的觀測設備。射電脈沖星天文學的發(fā)展很快，得利于射電望遠鏡技術(shù)的蓬勃發(fā)展。2.1.1地球大氣窗口和射電望遠鏡的分類天體的輻射常常包括從射電、光學、X射線和伽瑪射線整個電磁波譜。但是地球大氣只有兩個窗口，允許可見光和無線電波段通過。由于大氣中有水汽,氧和臭氧的吸收帶，對毫米波和亞毫米波段而言，只是部分透明。對于紅外、紫外、X射線和伽瑪射線的能量被大氣全部吸收，必須把探測設備放入太空軌道才能觀測。如圖1.1所示。明 不5x06x10*-J i! It耳.圖1.1地

3、球大氣輻射窗口：允許可見光和射電輻射通過大氣射電窗比可見光窗寬得多，可見光窗的帶寬 Av/v只等于2, 架光學望遠鏡能觀測整個光學波段的輻射。射電窗口的帶寬Av/瀕y高達5個數(shù)量級，一臺射電望遠鏡不能觀實際上是很好的單測整個射電波段的輻射， 一臺射電望遠鏡只能接收一定波段的射電輻射,色儀。按波段把射電望遠鏡分為米波（Z 1m）、分米波（10cm 1m）、厘米波（1cm 10 cm）、毫米波（1mm 1cm）和亞毫米波（1mm 0.35mm）射電望遠鏡。無線電通訊也使用這些波段，而且歷史比射電天文悠久，因此射電天文常借用無線電工程中的術(shù)語，把 微波段（0.7cm 一 30cm）大致分成8個波段，

4、常用波段代碼所示。如表X所示:表1.1波段代碼和它代表的頻率和波長頻率范圍（GHz）近似波長（cm）波段代碼0.30-0.3490P1.24-1.7020L2.65-3.3513S4.6-5.06C8.1-8.83.6X14.6-15.32U22.0-24.01.3K40.0-50.00.7Q脈沖星輻射是幕率譜，譜指數(shù)在1.5-2的范圍。因此脈沖星的低頻比較強，隨著頻率的增加，脈沖星的流量密度下降很快。早期的脈沖星觀測大都利用低頻觀測，如發(fā)現(xiàn)脈沖星是81MHz的觀測，后繼的觀測所用的頻段高一些，如408MHz、610MHz、930MHz。當前，比P、L和S波段。較流行的觀測頻率則是1420MH

5、z、1500MHz、1950MHz等比較高的頻段。脈沖星觀測主要波段在米波和分米波段。也就是說脈沖星的觀測基本上就用2.1.2射電脈沖星信息的主要特點與天體物理學其他領(lǐng)域的研究相同，脈沖星是遙遠的天體，只能通過接收電磁輻射來研究它們的性質(zhì)。目前發(fā)現(xiàn)的脈沖星約2000顆，主要是存在銀河系中，但在近鄰星系大小麥 哲倫云中已經(jīng)發(fā)現(xiàn)一些射電脈沖星。要想在其他星系中發(fā)現(xiàn)更多的射電脈沖星，還需要大大提高射電望遠鏡的觀測能力。與其他射電源相比，脈沖星的輻射有其獨特性。1信號極其微弱，要求非常高的靈敏度射電望遠鏡接收到射電源的輻射用流量密度表示,即單位時間單位頻率接收到的射電源輻射功率，單位是央斯基（Jy ）

6、,其值為:(1. 1)1Jy =103J/(sHzm2) =10d6w/(m2Hz)目前觀測到的最弱的脈沖星是美國GBT在1950MHz頻率觀測的PSR J1748-2246只有80 Jy。我國新疆天文臺25米射電望遠鏡能觀測的最低流量密度為0.5mJy的脈沖星，每秒到1百萬倍還多。達饋源的能量約為7.5X 10-19爾格。天文學家曾用拿起一根羽毛所付出的能量做比喻，這點能量比全世界的射電望遠鏡在一年中接收到所有脈沖星的能量的射電天文望遠鏡的靈敏度用最小可觀測流量密度表示:Smin2kTsys(1.2)其中k為波爾茲曼常數(shù)：1.38X 10-23J/K （焦爾/開），Tsys是接收機系統(tǒng)的噪聲

7、溫度（K開爾文），A-天線口面面積（m2）,是觀測時間或積分時間（S）,也f觀測頻帶寬度（即接收機帶寬）（Hz ）。由公式可以知道,提高靈敏度的方法是降低系統(tǒng)的噪聲、增脈沖星的信號極其微弱，對射大天線的接收面積、加長觀測時間和擴展接收機的頻帶寬度。電望遠鏡的靈敏度提出很高的要求，推動了大口徑天線、 低噪聲放大器和寬帶消色散終端技 術(shù)的發(fā)展。這些將在以后的章節(jié)詳細討論。2,很短的周期脈沖，要求高時間分辨率脈沖星的輻射呈現(xiàn)很短周期的脈沖，從最短的1.4ms到最長的8.5s大多數(shù)脈沖星的周 期都在1s以下。為了能夠分辨脈沖星短周期結(jié)構(gòu)，采樣時間必須比周期短百倍以上，要求射電望遠鏡有很高的時間分辨率。

8、實際上，這種采樣方式只是能大體上描繪出脈沖強度的分 布，即脈沖形狀，只保留了脈沖強度的信息，所有相位信息全丟失了。根據(jù)奈奎特定理，只有當采樣頻率大于信號中最高頻率的2倍時，采樣之后的數(shù)字信號才能完整地保留原始信號在進行基頻混頻以后， 最高頻率可10ns到1ns。也就是要求射電望遠鏡有極高的時間分辨率。這種采樣所采取的數(shù)據(jù)量驚人,相應的計算量也特別大。對計算機的中的信息，才有可能根據(jù)各采樣值完全恢復原來的信號。到100MHz，甚至1000MHz。這樣就要求采樣時間達到要求更咼。3,信號受受各種因素的影響，要求很強大消色散能力脈沖星輻射經(jīng)過漫長旅程才到達射電望遠鏡的。在傳播過程中將會受到銀河系星際

9、介質(zhì)的色散和散射的影響，其中色散的影響最為嚴重,要求射電望遠鏡具有很強的消色散能力。這將在第三章中專門介紹。4,部分課題要求高空間分辨率脈沖星的觀測對空間分辨率并沒有什么要求。在天線方向圖的主瓣內(nèi)同時觀測到多個脈沖星并無妨礙。目前甚長基線干涉儀網(wǎng)的分辨率已遠遠超過大型光學望遠鏡,還不能分辨半徑僅有10千米的中子星的輻射區(qū)的細節(jié)。但是，部分觀測研究課題，如測量脈沖星的準確位置、自行和周年視差等課題要求有很高的空間分辨率。這是單天線射電望遠鏡做不到的,往往要應用綜合孔徑射電望遠鏡、甚長基線干涉儀陣來觀測。2.1.2射電望遠鏡的基本結(jié)構(gòu)射電望遠鏡通常是由天線、饋源、接收機、數(shù)據(jù)采集和計算機等5部分構(gòu)

10、成。以新疆25米射電望遠鏡來介紹射電望遠鏡的基本結(jié)構(gòu)，這臺射電望遠鏡在我國系統(tǒng)地觀測脈沖星已經(jīng)十多年，經(jīng)過不斷地技術(shù)改造具有比較強大觀測脈沖星的能力。圖XX是新疆25米的系統(tǒng)方框圖。電望遠鏡系統(tǒng)方框圖tt ,Ia圖1.2射電望遠鏡系統(tǒng)方框圖1,天線系統(tǒng)和光學反射望遠鏡相似，投射來的天體電磁波被天線反射后同相到達公共焦點。一般情況下，射電望遠鏡只有一個主反射面，饋源和前置放大器放置在拋物面天線的焦點處,稱之為主焦方式。主焦方式的缺點是饋源的方向圖主瓣和旁瓣對著地面及附近的物體,導致額外噪聲的干擾。新疆25米射電望遠鏡的天線是由主反射面旋轉(zhuǎn)拋物面和一個副反射面雙曲面組成的卡塞格林系統(tǒng)。這種天線系統(tǒng)

11、可以把焦點改到主反射面表面中心處,使饋源的方向圖主瓣和旁瓣是對著天空的。圖X中可以看清楚，在主反射面的拋物面之上有 4個支架支撐著一個作為副反射面的旋轉(zhuǎn)雙曲面。在拋物面中心處突起的圓錐狀物就是饋源，即原理圖XX中的F2。圖XX新疆天文臺25米射電望遠鏡圖XX 主焦方式尊敕拋物面-龍圖XX卡塞格林天線原理圖副面是旋轉(zhuǎn)雙曲面，它有 2個焦點Fi和F2，焦點Fi與旋轉(zhuǎn)拋物面的焦點重合，稱為虛焦點。焦點F2是我們所需要的，稱實焦點。選擇適當?shù)膮?shù)使實焦點恰好處在拋物面的頂 點附近，與饋源（通常為喇叭）的相位中心重合。這樣來自射電源的平行于拋物面主光軸的2個焦點Fi和F2，焦點射線就可以會聚在實焦點 F

12、2處。若副反射面為旋轉(zhuǎn)橢圓面，則是格列高里天線。旋轉(zhuǎn)橢圓面有Fi與旋轉(zhuǎn)拋物面的焦點重合，焦點F2則放在拋物面的頂點附近。這樣來自射電源的平行于拋物面主光軸的射線不僅可以會聚在實焦點Fi處，還會聚到 F2處。德國XXX 100米射電望遠鏡就是采用格列高里天線，設置了兩個饋源屋。圖XX格列高里天線原理圖拋物面天線能夠靈活運轉(zhuǎn)。地平式要求拋物面能在水平方向轉(zhuǎn)動360度以上，在仰角方面能拋物面天線表面和一理想拋物面的均方誤差如不大于入20，該望遠鏡一般就能在波長大于入的射電波段上有效地工作。 對米波或長分米波觀測，可以用金屬網(wǎng)作鏡面；而對厘米和毫米波觀測，則需用平整光滑的金屬板（或鍍膜）作鏡面。新疆2

13、5米射電望遠鏡采用鋁板做鏡面，最短工作波長達到1.3cm。2,接收機系統(tǒng)從天體投射來并匯集到望遠鏡焦點的射電波，必須達到一定的功率電平，才能為接收機所檢測。射電天文接收機種類繁多， 目前常用的分類方法大體有三種。一種是按照波段分類, 可劃分為米波、微波、毫米波和亞毫米波接收機。一種是按照所采用的無線電技術(shù)特點分類,可劃分為射頻調(diào)諧式和超外差式接收機，常用的是超外差式接收機。接收機由低噪聲前置高。低噪聲前置放大系統(tǒng)把饋放、濾波、混頻、中頻放大器以及本振系統(tǒng)組成（如下圖所示）源收集到的射頻信號功率放大，變換成較低頻率（中頻）后用電纜將其傳送至控制室，在那里再進一步放大、檢波，最后由計算機記錄下觀測

14、數(shù)據(jù)。不同的天體物理觀測課題要求不同的采集數(shù)據(jù)的方式，一般有總功率采集和頻譜采集。脈沖星觀測則要求有消色散能力，配備了加工、存儲數(shù)據(jù)和顯示初特殊的消色散接收機終端。計算機的功能有兩個方面，除了記錄、 步處理結(jié)果的功能外，還要操控天線系統(tǒng)的運轉(zhuǎn)。新疆25米射電望遠鏡觀測共分 8個波段：92cm, 49cm, 30cm, 18cm, 13cm, 6cm, 3.6cm和1.3cm。每個波段都有自己的饋源。92cm、49cm和30cm的饋源是線極化的偶極振子天線,其他波段的饋源則為喇叭天線。喇叭天線是一種波導管終端漸漸張開的圓形或矩形截面的微波天線，分別稱為圓錐喇叭和角錐喇叭。其中波紋喇叭有帶寬大、增

15、益高、方向圖對稱和旁低的優(yōu)點，它是目前用作饋源最好喇叭天線。其中13cm和3.6cm的饋源喇叭是套裝一起的，可以同時觀測。6節(jié)將18cm、6cm和1.3cm的前置放大器是致冷系統(tǒng)，因此噪聲溫度比較低。在本章第介紹新疆25米射電望遠鏡18Cm波段的致冷的前置放大系統(tǒng)。3,天線的支撐和運轉(zhuǎn)射電望遠鏡天線的運轉(zhuǎn)有3種形式：地平式、赤道式和中星儀式。新疆25米射電望遠鏡采用地平式。為了觀測處在四面八方的射電源，或者對某一射電源進行跟蹤觀測，都需要調(diào)整約90度。在跟蹤觀測時，水平方向和仰角都要變化，雖然比較復雜，但很容易利用計算機來控制。目前大型射電望遠鏡基本上都采用地平式。支撐反射面的支架不僅要使拋物

16、面天線形狀盡量保持不變,還要使天線能指向所要求的觀測目標，能隨天球轉(zhuǎn)動跟蹤監(jiān)視射電源。對指向精度和跟蹤精度有嚴格的要求。指向精度是指天線指向天體的準確程度，用望遠鏡的實際指向和預期指向之間的差表示。由于射電望遠鏡指向天球的各種方向時，這種誤差都不相同，所以要用各個位置上誤差的均方根值（rms）來定義。一般地要求滿足均方誤差不大于該頻率的方向圖的半功率束寬的一半。由于天線的方向圖主瓣寬度隨頻率的增加而變窄，高頻觀測對指向精度的要求更高。如美國格林班克射電望遠鏡（GBT）在17GHz觀測的指向精度為17”。對于弱源的觀測，天線要能連續(xù)地跟蹤射電源，要使預定的觀測目標一直保持在指向精度以內(nèi)，其誤差稱

17、為跟蹤精度。4,新疆25米射電望遠鏡的脈沖星觀測新疆25米射電望遠鏡的口徑比國際上經(jīng)常觀測脈沖星的大型射電望遠鏡小很多,但是在接收機方面下工夫使差距縮至最小。并選擇了需要堅持經(jīng)常性觀測到研究課題，充分發(fā)揮了中小射電望遠鏡的優(yōu)勢。從1999年開始對74顆脈沖星進行脈沖到達時間的監(jiān)測，2002年開始對280顆脈沖星進行監(jiān)測。在脈沖星周期和周期變化率參數(shù)的修正、自行、星際閃爍、周期躍變和周期噪聲；單個脈沖、平均脈沖及模式變換、射電暫現(xiàn)源等等觀測研究方面發(fā)表了一系列的觀測結(jié)果。其中脈沖周期躍變的觀測成果最有顯示度，俗稱星震的周期躍變是一種偶發(fā)事件，新疆 25米射電望遠鏡在2000年至今的11年中，共發(fā)

18、現(xiàn)50多次星震事件，占全世界發(fā)表的星震事件數(shù)的五分之一以上。（參考文獻）2.2拋物面天線及天線的性能參數(shù)天線的種類很多，如拋物面天線、拋物柱面天線、球面天線、拋物面截帶天線、喇叭天線、偶極子陣天線等。但是，脈沖星觀測常用的射電望遠鏡中采用拋物面天線的居多,其次是球面天線和偶極子陣天線。作為饋源，最常用的是偶極振子和喇叭天線。2.3.1拋物面天線拋物面是由拋物線繞它的軸線旋轉(zhuǎn)而成，故又稱旋轉(zhuǎn)拋物面。圖2.4是最常用的旋轉(zhuǎn)拋物面天線的示意圖。OF為主光軸，D為直徑，焦徑比f/D的大小表征拋物面的結(jié)構(gòu)特征。f/D越大，拋物面越淺，加工越容易，但饋源須離反射面越遠，天線的抗干擾能力越差。圖2.4旋轉(zhuǎn)拋

19、物面天線示意圖（需參考鄭興武的圖修改）拋物面天線作為接收天線，也可以作為發(fā)射天線， 其工作特性是一樣的。 這就是天線互易定理。從發(fā)射天線的角度來理解天線的定向性更直觀,比如雷達天線把能量集中在某一方向射出。作為接收天線，方向性表現(xiàn)在只能接受來自某一定方向的無線電波,其方向性的表述與發(fā)射天線完全一樣。射電波是電磁波，遵守麥克斯韋方程組，在不同媒質(zhì)的分界面上都會發(fā)生反射、折射、散射、繞射、干涉等現(xiàn)象，滿足波動的基本規(guī)律。當射電波的波長入比天線尺寸小很多的情況下，可以把射電波當作射線， 用幾何光學的關(guān)于光線、 直線傳播和幾何陰影等概念來處理和設計。拋物面天線的第一個優(yōu)點是觀測波段比較寬，可以同時在幾

20、個波長上進行觀測，適合多種課題的觀測研究。 第二個優(yōu)點它能將來自射電源的射電波反射并聚焦在一個“點”上,很容易被放置在焦點處的饋源所接收。整個孔徑都滿足費馬等光程性,也即圖（XX）中所標明的射線的路程都相等：ABF = CDF = EGF = HKF =。（要根據(jù)鄭興武的圖改畫）這保證射電波在焦點處電波相位相同。但實際的拋物面天線口徑總是有限的。電磁波通過口徑面時會產(chǎn)生繞射，產(chǎn)生與口徑大小及口徑場分布有關(guān)的窄波束。222天線有效面積和天線效率天線的第一個重要功能是收集天體的輻射能量。天線的面積越大，能收集的能量越多。然而天線口徑的幾何面積并不能代表真正的接收面積,很多因素會影響能量的收集，因此

21、常用有效接收面積來表征天線實際收集輻射的面積。設在頻率V處單位頻率間隔里在射電望遠鏡天線的輸出端可用功率為P十（瓦赫-1）。很顯然，這個輸出功率正比于被測定射電源的流量密度S（瓦米-2赫-1）。所以射電望遠鏡在頻率V處接收到的天體信號的功率是:P = ASAv(瓦)(2.3)其中A是射電天線的有效接收面積，為所接收到信號的頻帶寬度。很自然，存在一個天線效率參數(shù)，其定義是:(2.4)其中A是天線有效面積，Ag為幾何面積。天線有效面積與觀測頻率及方向有關(guān)，不同頻率或不同的方向有不同的接收本領(lǐng)。引起天線效率比1小的原因很多，主要有:拋物面表加工精度不夠或變形：天線面板誤差均方根值為入/20時，天線增

22、益降低39%,相當于有效接收面積減少。饋源的偏振特性與天線效率緊密相關(guān)：天體發(fā)出的非偏振波（隨機偏振波）都可以平均來說,分成兩個偏振成分，如相互垂直的兩個線偏振分量或左旋與右旋圓偏振兩個分量。兩個偏振分量各攜帶總功率的一半。若用一個偶極子天線作為饋源，由于它是線偏振天線,將要損失了一半功率。饋源的方向圖與主反射面的配合情況影響效率：放在拋物面焦點處的饋源，若其方向圖主瓣小了，照明不充分，會丟失一部分能量。大了或剛好，饋源的主瓣或旁瓣把來自地面的干擾收集進來，使信噪比減小。其效果都是使有效接收面積減少。表2.2是美國甚大陣（VLA ） 25米射電望遠鏡不同波段的有效面積（增加新疆 25米數(shù)據(jù)）頻

23、率（MHz）0.073-0.3-1.24-4.5-8.1-14.6-22.0-40.0-0.07450.341.705.08.815.324.050.0近似波長（cm）400902063.621.30.7代號4PLCXUKQ天線效率（）1540556963584035從表中可以看出，波長為6厘米的C波段的天線效率最高。4米波長的天線效率僅 15%,其原因是波長太長，繞射現(xiàn)象嚴重。波長為0.7厘米時的效率為35%，主要原因是天線表面精度不夠或變形。223拋物面天線的方向性、角分辨率和增益天線的第二個特點是它的方向性。從幾何光學角度來理解，凡是與拋物面主光軸不平行因此具有的天體射線不能在焦點處聚焦

24、。拋物面天線只能接收與光軸平行的方向來的輻射,很強的方向性。但是由于光的波動性，以及口徑有限，射電波經(jīng)過拋物反射面后，將會在焦點處形成明暗相間的衍射圖樣。這與光學的圓孔衍射實驗是一樣的（圖（。）。衍射圖樣的中央是很亮點圓斑，集中衍射射電波能量的83.4%，稱為愛里斑。圖XX是用極坐標表示的拋物面天線的功率方向圖，有主瓣、旁瓣和后瓣。圖2.5光學圓孔衍射的實驗后瓣圖2.6軸對稱拋物面射電望遠鏡天線天線歸一化功率方向圖的切面圖,其中在光軸方向P (0) = 1。定義愛里斑的半功率寬度為射電天線的分辨率,用愛里斑的半功率角寬度0來代表。與波長（入）及孔徑直徑d）滿足關(guān)系：sin 0 =1.22入因為

25、0角一般都很小，有 sin 0,00 1.22 入 /d(2.6)功率方向圖可以通過測量或觀測一個射電點源獲得。與方向圖有關(guān)的一個參數(shù)是天線增益。對于各向同性的發(fā)射天線， 其能量平均地向四面八方發(fā)射，而定向天線天線則集中在某些方向。在發(fā)射總功率相同的情況下，定向天線在某 一方向最大的發(fā)射功率與各向同性天線情況時的某一方向的發(fā)射功率之比就是天線的增益。2.3脈沖星觀測常用的大型射電望遠鏡脈沖星觀測要求高靈敏度，因此大口徑天線射電望遠鏡成為首選。建造大型全可動拋物 面天線的技術(shù)難點是加工精度和使天線表面時時處處都保持與理想拋物面的差別不超過1/20波長。然而由于重力、風力以及受熱不均勻?qū)е聼崦浝淇s

26、都是不可避免的。需要采取不同的方法加以解決。目前國際上的 4臺大型拋物面射電望遠鏡和一臺固定地面的球面天線射電望遠鏡對脈沖星觀測研究的貢獻最大。此外偶極子陣射電望遠鏡和綜合孔徑射電望遠鏡的相加模式也有 不少觀測成果。2.3.1脈沖星觀測常用的拋物面射電望遠鏡圖1.3脈沖星觀測常用的大型射電望遠鏡1,英國洛弗爾76米射電望遠鏡1957年英國焦德爾班克 76米射電望遠鏡率先投入觀測，成為世界上第一臺大型射電望遠鏡，具備很強大觀測脈沖星的能力，在發(fā)現(xiàn)脈沖星之前曾多次觀測到脈沖星信號,遺憾的是沒有認證出來。這臺射電望遠鏡在劍橋大學發(fā)現(xiàn)脈沖星后立即投入脈沖星的觀測,繼劍橋大學之后，在“自然”情況發(fā)表第二

27、篇脈沖星論文。1971年的巡天就發(fā)現(xiàn)39顆脈沖星。1984年率先在球狀星團中尋找到毫秒脈沖星。至今仍是國際上最好的觀測脈沖星的設備之一。焦八、德爾班克天文臺的工程師研制的13個波束接收系統(tǒng)在澳帕克斯望遠鏡應用，導致最近幾年的脈沖星巡天發(fā)現(xiàn)了比過去 30年發(fā)現(xiàn)的數(shù)目還多。2,澳大利亞帕克斯64米射電望遠鏡1958年動工建造，1961年開始投入觀測。以觀測站所在地帕克斯（ParkeS命名。40多年來，望遠鏡的外貌和基礎(chǔ)結(jié)構(gòu)沒有變，但經(jīng)多次技術(shù)改造，望遠鏡的觀測波長已短到1.3厘米。早期配合悉尼大學在莫朗格洛（Mol on gio）米爾斯十字射電望遠鏡的東西臂，在408MHz上進行的巡天觀測，成果輝

28、煌，到1978年共發(fā)表所發(fā)現(xiàn)的 187顆脈沖星。米爾斯十字的東西臂，接收面積達 18000平方米。比帕克斯 64米靈敏度高一些，由于是扇形方向圖，主瓣半功率寬度為4.3x1.4。在赤緯方向很寬，巡天效率很高。發(fā)現(xiàn)脈沖星的候選者后，再利用帕克斯64米射電望遠鏡做進一步觀測，確定眾多的參數(shù)。最近的20年帕克斯射電望遠鏡成為國際脈沖星巡天的主力,其中與英國焦德爾班克天文臺合作的多波束巡天最為成功。13個波束的饋源系統(tǒng)不僅加快了巡天進度，也提高了觀測靈敏度，發(fā)現(xiàn)脈沖星的數(shù)量成倍的增加，帕克斯射電望遠鏡發(fā)現(xiàn)的脈沖星占總數(shù)1800余顆的一半以上。其中不乏類似雙射電脈沖星和新型天體射電旋轉(zhuǎn)暫現(xiàn)源（RRAT）

29、這樣的精品。3,德國埃費爾斯貝格100米射電望遠鏡德國提出建造口徑100米可跟蹤射電望遠鏡于1968年開始建造，1972年8月 1日啟用觀測。因放置在埃費爾斯貝格山谷中而得名。該射電望遠鏡在國際上首次采用主動反射面技術(shù)。2372塊長3米寬1.2米的金屬板構(gòu)成拋物面反射面。在每塊金屬板下面安裝一種特殊的可調(diào)整的支撐結(jié)構(gòu)，根據(jù)精確地測出的天線表面變形的數(shù)據(jù)控制機械裝置進行面板的調(diào)整,使之保持拋物面的形狀。觀測波長達到3毫米，率先在毫米波段觀測研究脈沖星的輻射特性。（參考文獻）4,美國格林班克100米口徑射電望遠鏡（GBT）1988年11月15日美國口徑最大的 91.5米射電望遠鏡，在使用過程中突然

30、倒塌。他們決定建造一臺世界上最大、最好的可跟蹤射電望遠鏡，要在天線“表面保全”技術(shù)、觀測波段和天線效率等方面超越德國100米射電望遠鏡。射電望遠鏡天線采用獨特的偏軸方式，天線表面正上方空無一物。增加了有效面積，還能消除一般射電望遠鏡支架所引起的反射和衍射。望遠鏡的接收機的觀測頻段從100 MHz到115 GHz。在12GHz115GHz頻帶采用主動反射面技術(shù)。主反射面由2004塊小單元鋁面板組成，在面板的4個角上安裝上可調(diào)節(jié)高度調(diào)節(jié)器，在四個小單元面板節(jié)點上都有一個用來反射激光測距儀信號的廣角后向反射器。為了準確知道天線反射面變形的情況，用布置在塔 架上的6臺激光測距儀來測量到天線表面測量點的

31、距離。計算出它與理想拋物面的偏差，然 后應用計算機進行面板的調(diào)整。這種實時測量和實時調(diào)整的工作方式稱之為“閉環(huán)模式”在工作頻率為12GHz到42GHz之間時，采用一種稱之為“開環(huán)”的主動反射面工作模式。根據(jù)天線結(jié)構(gòu)本身給出重力變形的模型，通過理論計算得出天線處在某個特定位置時因重力導致的變形，由計算機控制驅(qū)動單元面板四角的調(diào)節(jié)器。: Mii-二, 、 *圖2.12 GBT主反射面小單元鋁面板四角上帝調(diào)節(jié)器支撐1991年5月動工，2000年8月基本完成。開幕式上，在403兆赫頻率上記錄下脈沖星PSRB1133+ 16和射電星系1140+223的信息，作為紀念。當前的觀測課題中,脈沖星觀測占了不小

32、的比例，最重要的特點是高靈敏度觀測。5,作為單個天線來使用綜合孔徑射電望遠鏡多天線系統(tǒng)組成的綜合孔徑射電望遠鏡可以成圖并具有很高的空間分辨率。但是也可以采用相加模式，把各個天線接收到的信號同相相加，當作一面大天線使用。已有一些綜合孔徑射電望遠鏡采用相加模式觀測脈沖星。(1)，荷蘭威斯特博爾克綜合孔徑射電望遠鏡( WSRT)WSRT由14架直徑25米的拋物面天線組成，東西向排列在2700米的基線上。10架天線固定， 4架天線可以在鐵軌上移動。 觀測頻率范圍從 250兆赫到 8700兆赫, 分為 8個波段。可以用單一波段進行觀測，也可以 2或3個波段同時觀測。 14架 2 5米口徑的天線總接收面積

33、相當于一架口徑 93 的大天線，利用相加模式進行脈沖星觀測，成果頗豐。(XXX)2) ，印度米波綜合孔徑射電望遠鏡 (GMRT )在發(fā)達國家競相研制厘米波甚至毫米波綜合孔徑射電望遠鏡的國際潮流中，印度選擇了米波和分米波段。并于 1994 年建成巨型米波綜合孔徑射電望遠鏡，簡稱GMRT 。GMRT 由 30架可操縱的口徑為 45米的拋物線天線組成。 1 2架比較密集地分布在大約 1平方千米的范圍內(nèi)，成為核心區(qū)。其他 1 6架天線沿三條長軌分布，形成 Y 形。最大的干涉基線是 25千米。 脈沖星觀測是兩個最重要的課題之一。 其總接收面積比美國甚大陣大 3倍是帕克斯射電望遠鏡的 15倍。使之有可能發(fā)

34、現(xiàn)比已發(fā)現(xiàn)脈沖星的 3-4倍。發(fā)現(xiàn)的第一個毫秒脈沖星PSR J0514-4002A是雙星系統(tǒng)中的成員，也是球狀星團NGC 1851中發(fā)現(xiàn)的第一顆脈沖星。自轉(zhuǎn)周期為4.99 ms軌道周期是18.8 day。望遠鏡觀測分六個頻段， 分別是 50兆赫、1 53兆赫、233兆赫、325兆赫、61 0兆赫和 1420兆赫，特別有利于觀測研究脈沖星的低頻端端頻譜特性。6，高空間分辨率射電望遠鏡高空間分辨率的射電望遠鏡主要指綜合孔徑射電望遠鏡和甚長基線干涉儀網(wǎng)，由多面天線組成，不僅能成像，還在空間分辨率方面大大超過光學望遠鏡。不過，目前大多數(shù)脈沖星觀測課題對空間分辨率的要求不高，主要是追求高靈敏度和高消色散

35、能力。對于部分課題，如測量脈沖星的位置、自行和周年視差等高空間分辨率則是必須的。Harrison 等利用英國 MERLIN 多天線干涉儀觀測得到 44 顆脈沖星的自行( MNRAS, 261,113-124(1993) 。 2009 年至少有 21 顆脈沖星視差資料發(fā)表，其中 7 顆南天脈沖星是用VLBI ，14 顆脈沖星是用 VLBA 。 MERLIN 觀測獲得的脈沖星自行的數(shù)據(jù)表明，有的脈沖星 的速度超過了星系的逃逸速度。2.3.2 球面天線射電望遠鏡為了提高空間分辨率和靈敏度， 把天線做得很大成為最有效的辦法。 從目前的技術(shù)條件 來說， 1 1 0米口徑的可驅(qū)動跟蹤天線已經(jīng)接近極限，再大

36、口徑天線只能選擇固定在地面的方式。美國阿雷西博305米口徑射電望遠鏡選擇了固定在地面上的球面天線。現(xiàn)在正在中國貴州建造的500米口徑的固定式射電望遠鏡也是采用球面天線。1，球面天線球面天線與拋物面天線有一個共同點，就是能收集來自射電源的輻射。球面反射鏡廣泛地用在光學望遠鏡上。但是，它與拋物面天線卻有著兩個完全不同的特點:第一，球面天線沒有主光軸，來自不同方向的射電源投射到球面天線上的光束（如圖XX a和b所示）都有相同的物理性質(zhì)。因此固定球面天線也可以觀測不同方向上的射電源。固定在地面上的球面總是對向天頂，移動天線上方的饋源， 可以接收不同方向來的輻射。圖X a及b球面天線的不同部分接收來自不

37、同方向射電源的輻射情形。第二個特點是球面天線不能像拋物面天線那樣把投射到它表面的射電波反射到一個焦點上，如圖XX所示，而是聚集到一條線上。因此必須使用線饋源。線狀饋源的缺點是照明不均勻，有很高的旁瓣，歐姆損耗大，帶寬很窄。但是可以增加1個或2個改正鏡，能把球面天線反射的射電波匯聚到一個點上。圖XX所示，副面A可以使射電源的平行射線會聚到Fi。由虛線表示的副面可以把射線引到球面反射面表面上的F 2。圖XX兩種球面天線改正鏡，及其放置位置:A把射線聚集到F1處的焦點；B把射線聚集到主反射面表面上的焦點F2。為了觀測比較大的天區(qū)， 固定球面天線的口徑要大而饋源照明口徑要小?？墒怯行ю佋凑彰骺趶叫×遂`

38、敏度要降低。 球面天線口徑和有效饋源照明口徑的比例要適當,使固定球面天線既有足夠的靈敏度又有比較大的觀測觀天區(qū)。2，美國阿雷西博305米球面射電望遠鏡美國在20世紀60年代初推出的口徑為 305米的阿雷西博雷達射電望遠鏡,并不是為了天文學研究的需要，而是為了研究地球電離層。后來天文學研究喧賓奪主，使之成為天文學觀測研究靈敏度最高的觀測設備。這臺射電望遠鏡屬于美國國家天文和電離層中心,由康奈爾大學管理。康奈爾大學的葛登(William E. Gordon )教授于1960年提出的這個項目，于1963年底建成。望遠鏡建造者波多黎各的阿雷西博，以一個比較對稱的碗形大坑作為底座，球面直徑305米，深5

39、1米，由固定在石灰?guī)r上的鋼索網(wǎng)支撐。最初的天線表面是金屬網(wǎng)的，最短只能工作在50厘米波段。后來改建為全金屬面，觀測波段達到3厘米。(圖XX,阿雷西博射電望遠鏡結(jié)構(gòu)圖)匸r美國Arecibo 305米射電望遠鏡圖XX美國阿雷西博 305米球面射電望遠鏡這臺射電望遠鏡的最大特點是高靈敏度，口徑305米，實際使用口徑是 200米，其接收面積比當時世界上口徑最大的英國焦德班克76米口徑射電望遠鏡的接收面積要大7倍，成為世界之最。最初是采用長約28米長的線性饋源，現(xiàn)在改用改正鏡來聚焦。懸掛在平臺下方的一個圓屋中有一個由兩個口徑分別為21.9米和7.9米副反射面組合成的改正鏡。（圖XX圓屋及饋源）與可動型

40、拋物面射電望遠鏡相比，觀測的天區(qū)范圍要小一多半，但靈敏度特別高，在它能觀測的范圍內(nèi)稱霸。對脈沖星觀測研究有著重要的貢獻，最激動人心的觀測成果是1974年發(fā)現(xiàn)第一個射電脈沖雙星系統(tǒng) PSR191316由于間接地證實了引力波的存在，泰勒和赫爾斯一起榮獲1993年諾貝爾物理學獎。1982年，美國的貝克教授等應用這臺望遠鏡發(fā)現(xiàn)毫秒脈沖星，開辟了一個新的研究領(lǐng)域。1991年，沃斯贊和弗雷爾用這個望遠鏡發(fā)現(xiàn)毫秒脈沖星PSR125712的行星系統(tǒng)，成為首次發(fā)現(xiàn)的太陽系外的行星系統(tǒng)。2.3.3低頻觀測射電望遠鏡脈沖星的輻射是幕率譜，在低頻端很強，所以早期的觀測都是在比較低的頻率上進行。發(fā)現(xiàn)脈沖星的劍橋大學行星

41、際閃爍射電望遠鏡是工作頻率是81MHz。后來各個大型射電望遠鏡觀測脈沖星都選擇 400MHz頻率以上，250MHz以下低頻的觀測比較缺少。俄羅斯獨樹一幟，一直堅持低頻的觀測。最近歐洲特大型射電望遠鏡LOFAR掀起了脈沖星低頻觀測的高潮。低頻射電望遠鏡大都采用偶極子天線陣，也有用柱狀拋物面天線。1，偶極振子饋源半波振子天線是最為常見的一種天線，電視和通訊常用，屬于線性天線一類。對于米波和分米波觀測，半波偶極天線是最好的饋源。圖2.7給出中心驅(qū)動的半波偶極天線，天線由兩小段組成，各長為 d/2，d= hl2，電流從中間的兩端輸入。半波偶極天線的方向圖是軸對稱的，半功率寬度很寬，且與波長無關(guān)。用作饋

42、源，方向圖的一半（后瓣）背向反射面,有一半的能量損失了。為了解決這個問題，在偶極天線的后面幾14處放一個反射器。通常用兩個相互垂直的偶極子天線作為饋源，由兩路接收機系統(tǒng)放大。 這樣保證不損失來自射電源的功率。波長越長有效面積越大，制造半波偶極天線的最大有效面積與工作波長的平方成正比,0.27平方米。也很簡單。200 MHz （兀=1.5米）半波偶極天線有效面積約2,劍橋大學行星際閃爍射電望遠鏡1965年，為了發(fā)現(xiàn)類星體的候選體，由休伊什教授領(lǐng)銜設計和建造一臺專門用于觀測行星際閃爍的大型射電望遠鏡。因為行星際閃爍隨波長的增加而增強，選擇了 3.7米的波長。這臺射電望遠鏡是由 2048個偶極子組成

43、的陣列，470米寬45米寬，共16排，每排128個振子天線。采用電子掃描方式調(diào)整方向束，屬于中星儀，只能當射電源經(jīng)過天線方向束是進 行觀測。i 叭-&X- - H :r圖XX劍橋大學閃爍望遠鏡3,俄羅斯列別捷夫柱狀拋物面天線和巨型相控陣1964年前蘇聯(lián)列別捷夫物理所射電天文臺建造了一臺柱狀拋物面天線射電望遠鏡（簡稱DKR1000/LJI ）。東西方向1000米，南北方向 40米。工作頻帶從 61MHz到IIOMKHz范圍。在61MHz頻率時方向束為14角分X 7度。為中星儀。1973年又建造了一臺巨型相控陣（簡稱BSA/LJI ）,為偶極子天線組成的天線陣列，187米X 384米的矩形，共有1

44、6,384個偶極子天線單元，固定在地面上。工作頻率為102.5 1.5MHz。電子計算機控制陣列天線中輻射單元的饋電相位來改變方向圖，使方向束在赤緯方向從+90度到-20度之間調(diào)整。這兩臺射電望遠鏡均在脈沖星低頻觀測獲得不少結(jié)果。如給出一批脈沖星在102MHz頻率的平均脈沖輪廓（Kuzmin, A. D.等1999）、發(fā)現(xiàn)脈沖星頻譜的低頻反轉(zhuǎn)現(xiàn)象（Kuzmi n,A.D.等，1978）。再如脈沖星 Geminga的觀測，這顆脈沖星是由伽瑪射線觀測發(fā)現(xiàn)的,300MHz以上頻率的觀測一直找不到射電脈沖，被認為是射電寧靜脈沖星。Kuzmin等卻在102、61和41MHz頻率上頻率上，發(fā)現(xiàn)了它的0.2

45、37s的周期結(jié)構(gòu)。4,歐洲低頻陣列（LOFAR ）射電望遠鏡正在建造的LOFAR是世界上最大的低頻陣列射電望遠鏡。由25,000具小天線組成，觀測頻段分兩段:10-90MHZ （ LBA ）和120-240MHZ （HBA ）,分別采用兩種偶極子天線陣。主要放置在荷蘭,分為 36個站，其中18個站為核心區(qū)，分布在 2千米X 3千米的范圍，18個為遠程站，圍繞核心站分布在100千米范圍。還有8個國際站：德國5個站，法國、瑞士、英國各一個站，還將在波蘭和意大利各建一個站，總范圍達到1500千米。LOFAR的理念很簡單，所用的天線單元都是比較簡單的偶極子天線。其技術(shù)困難在于海量的信息的收集和處理。這

46、臺射電望遠鏡的研究課題很多。脈沖星和暫現(xiàn)射電源是LOFAR六大課題之一，預計將發(fā)現(xiàn)1000顆脈沖星。目前已經(jīng)發(fā)表了一些脈沖星觀測結(jié)果（van.LeeuwenJ.et aL201)眾多觀測站組成綜合孔徑式的陣列。脈沖星觀測則需要采用總功率方式，即要求將各組天線的信號同相相加，稱之為相干觀測，形成相干方向束，使觀測到靈敏度達到最大。圖XX顯示由12個臺站組成觀測點形成的方向束和兩顆脈沖星的觀測結(jié)果。相干觀測的靈敏度比非相干陣提高倍數(shù)與觀測單元所包含的站點數(shù)目的平方根成正比,左圖下部的直方圖顯示靈敏度提高約約3.5倍。需要修正各個站點信號的到達時間以實現(xiàn)同相相加。修正量大約為亞納秒級。圖XX中的右圖

47、兩顆脈沖星（強脈沖星PSR B2217+47和弱脈沖星 PSRB2227+61）的觀測結(jié)果，實線為相干觀測，虛線為非相干觀測。結(jié)果表明相干觀測到信噪比非相干觀測到要高很多。Superterp Combined in PhaseLOFAR CoherentSuperterp Deta:!J- I:吟 l亠 Sensitivlty ComparisonRe耳已t.刊 r1Tile型IBIK II II .1 川I. 土一嚴.三圖XX由多站組成的觀測單元的方向束原理圖及2顆脈沖星平均脈沖的觀測結(jié)果。236未來脈沖星觀測的射電望遠鏡1,上海65米和新疆110米射電望遠鏡由中國科學院和上海市政府合作建造

48、的上海65米射電望遠鏡于2008年7月立項，將于8個波段的2015年全部完成。該射電天文望遠鏡的總體性能列全球第四。望遠鏡系統(tǒng)配備接收設備，工作波段多、工作頻率高、接收頻帶寬。配備高靈敏度的制冷接收機以及高精度 的時頻系統(tǒng)。特別是采用先進的主動面技術(shù)， 在所有的觀測頻率中望遠鏡都能獲得最大的接 收效率。靈敏度比新疆 25米射電望遠鏡將提高近 7倍，與國際上大型射電望遠鏡的脈沖星110米口徑射電望遠鏡項目觀測研究處于同等的地位。由新疆維吾爾自治區(qū)和中國科學院共同提出的在新疆建造 已經(jīng)推出，正在申請國家立項。這臺射電望遠鏡將采用先進的主動面技術(shù)以提高天線有效接收面積，配備8個波段的接收設備。將與美

49、國格林班克110米X 100米射電望遠鏡并列為世界最大全天可動射電望遠鏡。望遠鏡的靈敏度將達到現(xiàn)有的25米射電望遠鏡的20倍，比目前發(fā)現(xiàn)脈沖星最多的澳大利亞帕克斯64米射電望遠鏡高出近 3倍，與國內(nèi)多臺射電望遠鏡配合將使我國射電觀測研究走到世界前列。新疆地廣人稀、氣候干燥，容易找到適合天文觀測的地方。目前挑選的幾個候選臺址條件就很優(yōu)越，其中奇臺縣的石河子牧場不僅無線電環(huán)2境好，而且由于是一個1.5kmX 2km的小盆地，四周群山環(huán)抱，可以阻擋山外的電磁干擾。再就是風比較小，氣候比較干燥。脈沖星觀測研究將是其主要觀測課題之一。2，中國貴州500米口徑球面射電望遠鏡（FAST）這臺射電望遠鏡屬于國

50、家科學大工程中項目，已于2009年開工建造。這將是世界上接收面積最大的一臺射電望遠鏡。靈敏度比當前口徑最大的美國阿雷西博射電望遠鏡要高出 倍多。成為世界之最。500利用貴州獨特的喀斯特地形條件和極端安靜的電波環(huán)境，選擇平塘縣大窩凼的開口米的碗形山谷，依托地形建設這臺巨型射電望遠鏡。500 口徑球面天線，在觀測時實際使用口徑為300米，其靈敏度比阿雷西博高一倍多。由于口徑增大和設計的改進，觀測的天區(qū)范圍比阿雷西博射電望遠鏡的要擴大1倍多。導致吊在空中的放置饋源和阿雷西博射電望遠鏡最大的缺點就是它的饋源系統(tǒng)很復雜,接收機前端的平臺重約900噸。FAST采用主動反射面技術(shù)使觀測時使用的部分天線表面即

51、時變?yōu)閽佄锩?，無需改正用的副反射面，使饋源簡單多了。平臺就小得多、輕得多了。由于靈敏度的提高和觀測天區(qū)的擴大，F(xiàn)AST對同類天體的可觀測數(shù)目將增加約單就脈沖星的觀測研究，預計能發(fā)現(xiàn)約7000顆脈沖星，能使脈沖星到達時間測量精度由目前的120納秒提高至30納秒，成為國際上最精確的脈沖星計時陣，為自主導航這一前瞻性 研究制作脈沖星鐘。3, 21世紀平方千米射電望遠鏡圖XX SKA示意圖1993 年，包括中國在內(nèi)的十個國家提出“世2紀1的國際射電望遠鏡”項目，要建造接收面積達1平方千米的新一代大型射電望遠鏡，簡稱SKA。進行了將近20年的研究和討論,到2011年已經(jīng)有了一些重要的結(jié)論： 結(jié)構(gòu)上將采用

52、較小天線組成陣列， 如直徑 15米的拋物面天線和平板設計的相位排列。 這是為了降低成本。 整個陣列中大約 50%的望遠鏡天線將位于中央的 5 公里半徑內(nèi)，另外的 25%將外延至 200 公里范圍，最后的 25%將延伸超過 3000公里。 選址中首要的考慮是那里的無線電干擾必須最少?，F(xiàn)在已經(jīng)有兩個候選點勝出： 南非的北角地區(qū)包括納米比亞、 莫桑比克、 馬達加斯加、 贊比亞、 毛里求斯、 肯尼亞和加納境內(nèi)；澳大利亞西部地區(qū)包括新西蘭。最終選址地點究竟選擇哪里還待討論。SKA 建成后，其靈敏度將比世界上現(xiàn)存任何一臺大型射電望遠鏡高出50倍，分辨率高出 100 倍。該項目預計將耗資 15 億歐元 （約

53、合 142 億人民幣 ） 。按照計劃，工程將于 2016 年開工，在 2 02 0年年底前完成第一階段施工， 全部工程將在 2024年完成。SKA 設備的全球總部將設在英國焦德雷爾班克射電天文臺，全面負責該項目的協(xié)調(diào)運行。SKA 極高的靈敏度將可能發(fā)現(xiàn)銀河系中的20000顆脈沖星，將囊括所有輻射束掃過地球的脈沖星，當然包括期待已久的脈沖星黑洞系統(tǒng)及其他奇特的品種。2.4 射電望遠鏡接收機接收機是射電望遠鏡重要組成部分， 與天線平分秋色， 占了半壁江山。 射電望遠鏡的靈 敏度不僅由天線口徑及品質(zhì)決定， 而且與接收機的關(guān)系重大。 特別是當望遠鏡建成以后，如降低接收機系統(tǒng)的噪聲溫度和增續(xù)提高靈敏度的

54、主要手段就要靠不斷改善接收機的性能， 加頻帶寬度等。因此傳統(tǒng)的2.4.1 超外差接收機超外差接收機無論在靈敏度、 頻率選擇性及穩(wěn)定性上都有相當優(yōu)異的特性， 接收機大都采用超外差結(jié)構(gòu)。圖（。 。）是射電望遠鏡接收機原理方框圖。B?圖中的主要部件或器件的作用及功能簡介如下1,低噪聲放大器（LNA ）10接收機第一級放大器， 又稱前置放大器，是整個接收機的核心器件，必須采用低噪聲放 大器。對來自射電源的信號直接放大，所截取的信號的頻率稱為射頻。其放大倍數(shù)在為 至1000的范圍，通常被安裝在靠近饋源的地方，并把它冷卻到接近絕對零度，使噪聲最小。對于觀測頻率比較低的情況，因為天空背景噪聲溫度比較高，采用

55、低溫制冷接收機系統(tǒng)意義 不大，轉(zhuǎn)而采用常溫低噪聲放大器。2,本機振蕩器（L0）和混頻器本機振蕩器和混頻器是超外差式接收機的關(guān)鍵部件。當混頻器將主信號與本振信號結(jié)合后，二者間的拍頻比原信號的頻率低得多。該關(guān)系式是V= V Vsig nalLO IF其中Vignal是射電望遠鏡的觀測頻率，VO是本振頻率，V是中間頻率。滿足（。）式的信號頻率有兩個，但饋源和前置放大器只讓其中的一種頻率被收集和放大。本機振蕩器，最重要的指標是它的頻率穩(wěn)定性。有條件的臺站可以用原子鐘來保證頻率超外差接收機的一些特殊的干的穩(wěn)定?；祛l器的性能在接收機性能中起著舉足輕重的作用。擾如鏡像干擾、組合頻率干擾、中頻干擾、半中頻干擾

56、等都是由混頻器產(chǎn)生的?；祛l器是非線性器件，一般情況下可以看為準線性器件。混頻器有很多種類，根據(jù)觀測研究的需要選用。3,帶通濾波器（BPF）連接前置放大器和混頻器之間的射頻帶通濾波器（BPF）的主要作用是抑制接收機的鏡像頻率干擾、鏡像噪聲、接收機本振信號的泄漏、 放大器產(chǎn)生的二次諧波、 以及半中頻干擾。對于超外差接收機來說，鏡像問題是一個嚴重的問題。4，中頻放大器（ IF ）中頻放大器主要在中頻頻段給接收機提供足夠的增益，并要求中頻放大器穩(wěn)定， 以防止接收機產(chǎn)生自激。5，噪聲源在射電天文觀測中， 一般采用噪聲源來衡量射電源的流量強度。選擇一個性能優(yōu)異且噪聲溫度隨環(huán)境溫度變化小的噪聲源非常重要。噪

57、聲源的噪聲溫度大約為290K ，而脈沖星射電源的流量強度大都遠小于這個值，因此需要加一定的衰減后才能為系統(tǒng)提供合適的噪聲。2.4.2為什么要選用超外差式？1，射電源輻射的射電波段的頻率范圍很寬，射電望遠鏡是一個天生的單色儀，饋源和接收機都只能接收圍繞中心頻率的一定頻帶寬度的信號，因此射電望遠鏡需要配備許多套不同頻段的饋源和接收系統(tǒng)。 超外差結(jié)構(gòu)可使不同頻段的前置放大器共用同一個中頻放大器和共 同的終端記錄系統(tǒng)，使整個系統(tǒng)變得比較簡單。1 央斯基的流量密度。對比較弱2，天體信號微弱，進入接收機的輸入端時只有大約 -120dBm/MHz 。對 25 米口徑天線和320 兆赫頻帶寬度來說，考慮傳輸線

58、損耗，接收機需相當于的脈沖星觀測，它們的流量密度只有毫央斯基（mJy）的量級。接收機的增益至少要達到100dB。如果接收機在一個頻段的增益超過60dB,就可能產(chǎn)生自激而變的不穩(wěn)定。采用超外差式，分別在兩個頻段放大信號， 解決了這個難題。 保證接收機獲得必要的增益，并能能穩(wěn)定 工作。3，超外差接收機的頻率選擇性極好，在強干擾情況下，小信號的處理和選擇能力也非常優(yōu)秀， 兩次變頻的頻率選擇性更好。 如果不進行變頻處理， 被接收機放大的射頻信號會有一 部分泄漏出去，反射回天線造成干擾。注：分貝（dB）的定義和使用分貝表示兩個量的比值大小，沒有單位。對于功率，dB = 10lg（A/B） 。對于電壓或電

59、流，dB = 20lg（A/B） 。 A，B代表參與比較的功率值或者電流、電壓值。放大器輸出與輸入的比 值為放大倍數(shù)，改用“分貝”做單位時，就稱之為增益。給0dB定一個基準，dB就有了絕對的數(shù)值了。定義dBm為在600 Q負載上產(chǎn)生 1mW功率時的 OdB的值，dBV則是產(chǎn)生1伏的電壓為 OdB, dBW是產(chǎn)生1瓦為OdB。2.4.3射電望遠鏡觀測系統(tǒng)的噪聲接收機的噪聲是靈敏度公式中的系統(tǒng)噪聲主要來源。噪聲還有其他來源，如銀河系背景噪聲、環(huán)境噪聲等。1,奈奎斯特定理對于電路里的任何部分， 噪聲來源于電子元件的熱噪聲。導體中的電荷載流子受到熱激勵而產(chǎn)生的隨機振動。 在溫度高于絕對零度的導體中，電

60、子處于隨機運動狀態(tài)， 這種運動和溫度有關(guān)。由于每個電子帶有1.60218 X和庫倫的電荷，所以當電子在材料中作隨機運動時，形成很多小的電流涌。 雖然在導體中由這些運動產(chǎn)生的平均電流為零,但瞬時是有電流起伏的，這使得導體兩端有電位差存在。 奈奎斯特定理給出導體中熱噪聲的有用輸出功率為Pn = kTBk為波爾茲曼常數(shù)，B為噪聲帶寬，T為導體內(nèi)的物理溫度。噪聲功率隨帶寬的減小而減小，隨溫度的降低而降低。噪聲功率與工作中心頻率無關(guān)，只取決于工作帶寬，所以稱它為“白噪聲”。2,噪聲系數(shù)及其他表述噪聲系數(shù)（F）有很多種定義方式，最常用的定義是網(wǎng)絡兩端輸入信噪比與輸出信噪比的比值:F=( Si/Ni ) /