打開宇宙觀測“新姿勢” 射電望遠鏡發展之路②_風聞

上一篇我們為大家介紹了射電望遠鏡的起源及單口徑大型射電望遠鏡發展歷程等內容，那麼什麼是綜合孔徑射電望遠鏡？它們在深空探測中起到了哪些作用？跟隨我們的腳步，繼續瞭解射電望遠鏡那些事兒~

綜合孔徑射電望遠鏡

儘管射電望遠鏡的口徑越做越大，但由於頻率遠低於光學頻段，其分辨率還是遠遠比不上業餘愛好者用的光學望遠鏡，成像能力極差[1]，而且有效接收面積擴增依舊十分有限。20世紀40年代中期，英國劍橋大學卡文迪許實驗室的天文學家馬丁·賴爾（Martin Ryle）發明了雙天線射電干涉儀，1950年賴爾用這種射電干涉儀測定了北半球50個射電源的位置，刊佈了《劍橋第一星表》（First Cambridge Catalogue of Radio Sources，1C）[2]，這是人類通過射電干涉法獲得的首張北半球星表[3]，但比較粗糙，後來發現測得的有些射電源其實是噪點。1955年賴爾團隊建成一台四天線干涉儀，開展了射電巡天探測，1959年刊佈了《劍橋第三星表》（Third Cambridge Catalogue of Radio Sources，3C）[4]，這是人類獲得的首張可信的北半球星表[5]。

1962年，賴爾利用干涉的原理，發明了綜合孔徑射電望遠鏡，大大提高了射電望遠鏡的分辨率。其基本原理是：用相隔兩地的兩架射電望遠鏡接收同一天體的無線電波，兩束波進行干涉，其等效分辨率最高可以等同於一架口徑相當於兩地之間距離的單口徑射電望遠鏡[6]。賴爾因為此項發明獲得1974年諾貝爾物理學獎。綜合孔徑射電望遠鏡靈敏度取決於各個天線的總接收面積，空間分辨率則取決於觀測中所用的最長基線，從而實現了空間分辨率與靈敏度指標的分離，極大地提高了射電望遠鏡的空間分辨率。

圖1 綜合孔徑射電望遠鏡VSOP（VLBI Space Observatory Project）。其最長基線超過2.5萬公里，空間分辨率與直徑2.5萬公里的射電望遠鏡相當。[8]

20世紀80年代，歐洲的VLBI網、美國的VLBA陣、日本的空間VLBI相繼投入使用，這是新一代射電望遠鏡（陣）的代表，它們在靈敏度、分辨率和觀測波段上都大大超過了以往的射電望遠鏡。

（1）英國賴爾綜合孔徑射電望遠鏡

賴爾綜合孔徑射電望遠鏡於1971年建成，早前被稱為5km陣列[9]，包含8台口徑13m的天線，工作頻率在15GHz附近[10]。8台天線中的一半是固定的，一半可沿着一條1.2km的鐵軌平移，這樣天線基線的距離可以在18m到4.8km之間變化。

圖2  英國賴爾綜合孔徑射電望遠鏡（部分天線）

（2）美國甚大陣

美國甚大陣（Very Large Array）是由27台25米口徑的天線組成的射電望遠鏡陣列[11]。通過組陣，其角分辨率與一台口徑36km的單天線射電望遠鏡大致相當，工作於6個波段，最高分辨率可以達到0.05角秒；其在靈敏度、分辨率、頻率覆蓋等方面全面超過英國賴爾綜合孔徑射電望遠鏡。

圖3  美國甚大陣（部分天線）

（3）印度巨米波綜合孔徑射電望遠鏡

印度巨米波綜合孔徑射電望遠鏡（Giant Metrewave Radio Telescope，GMRT）由30台口徑45m的全可動拋物面天線組成，是世界上米波段靈敏度最高的射電望遠鏡，其總接收面積是美國甚大陣的3倍多，工作頻率覆蓋150MHz到1.5GHz[12]。

圖4  印度巨米波綜合孔徑射電望遠鏡（部分天線）

（4）中國密雲綜合孔徑射電望遠鏡

我國於1985年在密雲建成了由28台口徑9m的拋物面天線構成的綜合孔徑射電望遠鏡（Miyun Synthesis Radio Telescope，MSRT），工作在232MHz[13]，天線陣全長1164m，從1973年提出研製方案到1985年射電望遠鏡建成歷時整整12年。該天線陣填補了我國綜合孔徑射電望遠鏡領域空白，後被應用於行星際閃爍觀測、脈衝星觀測、太陽活動觀測和射電源米波巡天等工作。1994年完成了密雲米波射電源普查的觀測、數據處理和射電源表編纂等工作，獲得的射電源表覆蓋了赤緯30°以北的全部天區（包括銀道面），共記錄下33348個射電源，是當時世界上米波波段最完整的射電源表。

圖5  中國密雲綜合孔徑射電望遠鏡（部分天線）

（5）中國宇宙第一縷曙光陣

宇宙第一縷曙光陣（21 Centimeter Array，21CMA）於2007年建成，位於我國南北天山之間的烏拉斯台基地，其主要科學目標是開展“宇宙第一縷曙光”探測，尋求在70MHz~200MHz頻率範圍內發現與宇宙第一代發光天體密切相關的中性氫21釐米輻射特徵，進而揭示宇宙從黑暗走向光明的歷史，即回答“宇宙在大爆炸後什麼時刻形成第一代恆星”的問題。21CMA由南北4公里、東西3~6公里兩條基線，共81組、總計10287個天線構成，是世界上最早建成且專門用於搜尋宇宙第一縷曙光的大型低頻射電干涉望遠鏡陣列[14]。

圖6  21CMA望遠鏡的東-西天線陣列

（6）荷蘭LOFAR

2012年，荷蘭建成大型低頻陣列（Low-Frequency

Array，LOFAR），其包含約20000台小型射電望遠鏡，總的有效接收面積在30萬平方米左右。LOFAR目前有49個台站，其中40個在荷蘭，5個在德國，其餘分別在英國、法國、瑞典和愛爾蘭。與中國宇宙第一縷曙光陣一樣，荷蘭LOFAR的主要科學目標也是通過研究中性氫的21釐米輻射，幫助人類瞭解、認識和弄清第一代發光天體的形成與演化過程，具有深刻的宇宙學意義[15]。

圖7  荷蘭LOFAR（部分射電天線）

（7）中國明安圖射電頻譜日像儀

明安圖射電頻譜日像儀（Mingantu Ultrawide Spectral Radioheliograph，MUSER）是由財政部2009年批准立項、中國科學院國家天文台主持研製的國家重大科研裝備研製項目，為新一代的釐米-分米波射電日像儀。MUSER位於中國科學院國家天文台（內蒙古）明安圖觀測基地，於2016年7月完成各系統的建造。

MUSER是由100個天線單元組成的三螺旋陣列，最大基線長度3

km，能在584個頻率通道上以綜合孔徑成像方式對全日面進行快速頻譜成像整個望遠鏡系統由低頻（MUSER-Ⅰ）、高頻（MUSER-II）兩個陣列組成。其中，MUSER-Ⅰ為分米波陣，由40個口徑為4.5 m的拋物面天線構成，頻率為0.4-2.0 GHz，64個頻率通道，頻率分辨率為25 MHz，時間分辨率為25 ms，空間分辨率為10.3″-51.3″；MUSER-II為釐米波陣，由60個口徑為2.0 m的拋物面天線構成，頻率為2.0-15.0 GHz，520個頻率通道，頻率分辨率為25 MHz，時間分辨率為206.25 ms，空間分辨率為1.4″-10.3″。兩個陣列的最大基線長度均為3 km，可同時進行雙圓偏振成像，動態範圍25 dB[16]。

近景圖

遠景圖

圖8  中國明安圖射電頻譜日像儀

（8）平方千米陣（Square Kilometre Array，SKA）

SKA是政府間合作項目，澳大利亞、加拿大、中國、印度、英國等十幾個國家共同參與建設，計劃於2020年前後在南非和澳大利亞建成一個總接收面積約1平方千米的綜合孔徑射電望遠鏡。為了完成這項宏偉工程，SKA最終將建造、動用幾百個旋轉拋物面射電望遠鏡和數十萬個低頻孔徑陣列射電望遠鏡。平方千米陣並不是一個簇，而是包含多個旋臂結構，一些旋臂上的旋轉拋物面射電望遠鏡距離中心很遠，如圖9所示。目前，SKA一期建設已經基本完成，低頻陣列的接收面積達41.9萬平方米，包含約13萬個射電望遠鏡，中頻陣列的接收面積達3.3萬平方米，包含約200個旋轉拋物面射電望遠鏡，但二期建設完成可能需要等到2030年[17]。

圖9  SKA射電望遠鏡分佈假想圖（左）與1991年的設計概念圖（右）

圖10  SKA夜間工作假想圖

圖11  2014年於南非Karoo建成的MeerKAT（More of Karoo Array Telescope）射電望遠鏡實景圖[18]（左）以及2012年於澳大利亞MRO建成的ASKAP（Australian Square Kilometre Array Pathfinder）射電望遠鏡實景圖[19]（右）

（9）事件視界射電望遠鏡（Event Horizon Telescope，EHT）與VLBI網

在前述賴爾的研究基礎上，研究人員們發展起來了甚長基線干涉技術（Very Long Baseline Interferometry，VLBI），它在射電天文中佔有重要地位。2019年，事件視界望遠鏡國際合作團隊使用分佈全球的8台大型射電望遠鏡（空間分辨率相當於一台口徑為地球直徑大小的射電望遠鏡），通過甚長基線干涉技術幫助人類獲得了首張黑洞照片，如圖12所示。事件視界射電望遠鏡其實就是一個VLBI網，歐洲、加拿大、美國、中國、俄羅斯、日本、墨西哥、澳大利亞都建有VLBI網，其中歐洲VLBI網（European VLBI Network，EVN）是世界上分辨率和靈敏度最高的VLBI網，中國的天馬65m和南山站26m等也是EVN的成員，如圖13所示。

圖12  甚長基線干涉測量獲取黑洞照片[20]

圖13  歐洲VLBI網[21]

射電望遠鏡在深空探測中的應用

大型射電望遠鏡還應用於深空探測領域。深空探測是指對月球和月球以外的天體和空間進行的探測。目前主要的航天大國均建設有自己的地面深空測控網，由於距離遙遠，到達地面的信號非常微弱，為了儘可能多的接收寶貴的探測數據，深空探測均需利用大型射電望遠鏡實現下行有效載荷的科學數據接收、測控信號的收發以及軌道的測量跟蹤。同時隨着大口徑天線和低噪聲接收機等存在的工程極限，以及電子技術的飛速發展，通過天線組陣（Antenna arraying）進行下行數據接收的方式已成為獲得更高探測性能的基本途徑。

天線組陣技術是通過天線信號之間的互相關運算，在天線信號時延、多普勒和相位差修正的基礎上，實現信號的加權合成，組陣後的等效接收面積是所有天線接收面積的和。天線組陣技術除了能夠實現等效口徑大天線接收能力的同時，還具有更大的視場、更高的系統可靠性、更低的建造維護費用、更好的計劃靈活性和對射電天文科學研究更廣泛的支持。

（1）美國深空網（Deep Space Network，DSN）

DSN由位於美國加利福尼亞的戈爾德斯敦（Goldstone）、澳大利亞堪培拉（Canberra）和西班牙馬德里（Madrid）的3個地面站組成，相互之間經度相隔約120度。每個站均建有70m和多台34m天線[22]。

圖14  美國Goldstone 站

圖15  澳大利亞Canberra站

圖16  西班牙Madrid站

DSN早在20世紀70年代就開始進行天線組陣技術的研究和深空探測任務的執行，最初利用已有的深空通信大天線和大型射電天文望遠鏡組陣。先後分別建成了三套全頻譜組陣系統，在幾乎每次的深空探測中都進行了天線組陣的數據接收。分別利用深空站的34m、64m、70m天線以及射電天文的Parkes 64m天線、VLA 27面25m天線陣等，在水手號、Voyager、Galileo、Cassini和先驅者號等系列深空探測器，在探測水星、木星、土星、天王星和海王星等任務中，都利用天線組陣技術進行了下行科學數據的接收，成功實現了深空探測器科學數據的最大效率回傳。

NASA已明確表示在未來的深空探測中，將不再建設大型單口徑天線，而是採用中小天線組陣的方式，DSN大型陣就是針對未來的深空探測，用於替換目前的70m天線而研製的新一代天線陣。DSN大型陣採用數百個直徑為6~15m的小天線進行組陣，它將從總口徑為2倍70m天線口徑的原型系統開始，在資金許可的條件下可以做成原型的100倍[23]。

（2）中國深空網

在探月工程中，我國先後建成了密雲50m和40m、昆明40m、天馬65m、佳木斯66m和喀什35m等大型天線，順利完成了嫦娥1號至4號的數據接收和測控任務。同時密雲50m和40m、昆明40m、天馬65m（或佘山25m）和南山26m（改造前為25m）天線還組成了VLBI網，實現了嫦娥系列探測器的高精度測軌。

我國首次火星探測任務已經立項，後續還將進行多次月球、火星、小行星、木星及遠至太陽系邊緣的行星際穿越的深空探測。地面接收到的探測器信號非常微弱，如採用現有的單天線接收，無法滿足探測器的科學數據下行需求。為了確保探測器有效載荷科學數據的順利下傳，在火星探測任務中將採用密雲50m和40m、昆明40m和正在建設中的武清70m天線組陣接收的方案來滿足數據接收的需求。4面天線組成的天線陣等效口徑可達102m，針對後續更遠的深空探測任務，根據需要也可將國內其他大型天線，如佳木斯66m、天馬65m和南山26m等天線納入天線組陣中，圖17給出了我國主要的深空探測天線位置分佈示意圖。

圖17  中國用於深空探測的主要射電望遠鏡（紅線為VLBI基線）

主要參考文獻

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