射電天文學

中文名稱：射電天文學

英文名稱：radio astronomy

定義：在無線電波段觀測與研究天體和其他宇宙物質的天文學分支。

所屬學科：天文學(一級學科) ；天文學概論(二級學科)

通過射電天文望遠鏡接收到的宇宙天體發(fā)射的無線電信號來研究天體的物理、化學性質的一門學科。

射電天文學以無線電接收技術為觀測手段

通過觀測天體的無線電輻射來研究天文現象的學科。由于地球大氣的影響，地面射電天文的觀測研究只能在波長1毫米到30米的波段間進行。研究內容幾乎與光學天文學相同，包括探討天體的物理狀態(tài)、化學組成和演化過程以及研究和測定天體的位置和運動，建立基本參考系和確定地面坐標等。無線電波能通過光波透不過的星際塵埃，所以射電觀測能深入到光學方法看不到的地方。銀河系空間星際塵埃遮蔽的廣闊世界，只是在射電天文誕生以后才第一次為人們所認識。此外，某些產生非熱輻射的天體，雖然不發(fā)出可見光，但往往發(fā)出強烈的射電輻射，因此用射電探測方法能探測到某些光學波段完全無法發(fā)現的天文現象。可以說，射電天文不僅是光學天文的補充，而且開辟了天文學科中一個嶄新的分支。射電天文學誕生于20世紀30年代，半個多世紀來，發(fā)展十分神速。20世紀60年代四大天文發(fā)現——類星體、脈沖星、星際分子和微波背景輻射，都是用射電天文手段獲得的。當前，射電觀測手段無論在靈敏度和空間分辨率方面，還是在成像技術方面，其水平都不亞于地面光學手段，在天文領域的各個層次中都作出了重要貢獻，開辟了新的研究領域。^[1]
　　
射電天文學是通過觀測天體的無線電波來研究天文現象的一門學科。由于地球大氣的阻攔，從天體來的無線電波只有波長約1毫米到30米左右的才能到達地面，迄今為止，絕大部分的射電天文研究都是在這個波段內進行的。
　　
射電天文學以無線電接收技術為觀測手段，觀測的對象遍及所有天體：從近處的太陽系天體到銀河系中的各種對象，直到極其遙遠的銀河系以外的目標。射電天文波段的無線電技術，到二十世紀四十年代才真正開始發(fā)展。

微波背景輻射，是利用射電天文手段獲得的

對于歷史悠久的天文學而言，射電天文使用的是一種嶄新的手段，為天文學開拓了新的園地。六十年代中的四大天文發(fā)現：類星體、脈沖星、星際分子和微波背景輻射，都是利用射電天文手段獲得的。從前，人類只能看到天體的光學形象，而射電天文則為我們展示出天體的另一側面——無線電形象。由于無線電波可以穿過光波通不過的塵霧，射電天文觀測就能夠深入到以往憑光學方法看不到的地方。銀河系空間星際塵埃遮蔽的廣闊世界，就是在射電天文誕生以后，才第一次為人們所認識。
　　
射電天文學的歷史始于1931～1932年。美國無線電工程師央斯基在研究長途電訊干擾時偶然發(fā)現存在來自銀心方向的宇宙無線電波。1940年，雷伯在美國用自制的直徑9.45米、頻率162兆赫的拋物面型射電望遠鏡證實了央斯基的發(fā)現，并測到了太陽以及其他一些天體發(fā)出的無線電波。
　　
第二次世界大戰(zhàn)中，英國的軍用雷達接收到太陽發(fā)出的強烈無線電輻射，表明超高頻雷達設備適合于接收太陽和其他天體的無線電波。戰(zhàn)后，一些雷達科技人員，把雷達技術應用于天文觀測，揭開了射電天文學發(fā)展的序幕。
　　
到了二十世紀七十年代，雷伯首創(chuàng)的那種拋物面型射電望遠鏡的“后代”，已經發(fā)展成現代的大型技術設備。其中名列前茅的如德意志聯邦共和國埃費爾斯貝格的射電望遠鏡，直徑達100米，可以工作到短厘米波段。這種大型設備配上各種高靈敏度接收機，便可以在各個波段探測到極其微弱的天體無線電波。^[2]

電磁波譜

1860年，蘇格蘭物理學家麥克斯韋提出一個理論，預言整個輻射家族都與電磁現象（即電磁輻射）有聯電磁波譜系，而一般可見光只是這個家族中的一小部分而已。25年以后，即在麥克斯韋因患癌癥過早去世7年后，才找到了證實他的預言的第一個確實的證據。1887年，德國物理學家h.r.赫茲從感應線圈的火花中制造振蕩電流，結果產生出波長極長的輻射，比一般紅外輻射的波長長得多。h.r.赫茲探測到了這些輻射。這些輻射后來稱做無線電波或射電波。 　　

波長可以用微米（1/1000000米）來量度； 可見光的波長從0.39微米（極紫）到0.78微米（極紅）。接下去是近紅外輻射（0.78～3微米），再就是中紅外輻射（3～30微米），然后是遠紅外輻射（30～1000微米）。從此開始便是射電波：所謂的微波從1000～160000微米，長波射電波長高達幾十億微米。 　　

輻射的特性不僅可以用波長來表示，也可以用頻率來表示。頻率就是每秒鐘產生的輻射的波數。可見光和紅外輻射頻率的數值太大，因此在這兩種情況下通常不使用頻率來表示。但是，對射電波來說，頻率降低到比較低的數字，因而得到廣泛地應用、每秒鐘1000個波叫做1千周；每秒鐘1000000個波叫做1兆周。 微波的范圍從300000兆周到1000兆周。一般電臺使用的射電波波長都很長，都低到千周的范圍。 　　

在赫茲發(fā)現射電波后的10年期間，光譜的另一端也有了同樣的擴展。1895年，德國物理學家倫琴意外地發(fā)現了一種神秘的輻射，他稱之為ｘ射線，結果證明，ｘ射線的波長比紫外輻射的波長短。后來盧瑟福證明，與放射性有關的γ射線的波長比ｘ射線的還要短。 　　

于是，牛頓最初的光譜得到極大的擴展。如果我們把波長每增加一倍看作是相當于1個8度音程的話（如同聲音那樣），那么我們所研究的全部電磁波譜大約等于60個8度音程： 可見光在靠近光譜的中心部分，僅占1個8度音程的范圍。 　　

有了比較寬的光譜，我們對恒星的認識當然會更加全面。例如，我們知道，太陽光中包含著大量紫外輻射和紅外輻射，這些輻射大部分被我們的大氣吸收了；但是1931年非常意外地發(fā)現了一個探索宇宙的射電窗口。貝爾電話實驗室的一位年輕的無線電工程師央斯基，在研究經常伴隨著無線電接收而產生的靜電時，偶然發(fā)現了一種非常穩(wěn)定的噪聲，這種噪聲不可能來自任何通常的噪聲源。他最后斷定，這種靜電是由來自外層空間的射電波引起的。 　　

最初，來自空間的射電信號似乎在太陽方向上最強，但一天天過去后，接收到的最強信號慢慢地從太陽方向移開，并且在天空中環(huán)行一圈。到1933年，央斯基斷定，這些射電波來自銀河，特別是來自靠近銀河系中心的人馬座方向。

到1933年，央斯基斷定，這些射電波來自銀河，特別是來自靠近銀河系中心的人馬座方向。于是射電天文學誕生了。

射電頻譜儀

對于研究射電天體來說，測到它的無線電波只是一個最基本的要求。我們還可以應用頗為簡單的原理，制造出射電頻譜儀和射電偏振計，用以測量天體的射電頻譜和偏振。研究射電天體的進一步的要求是精測它的位置和描繪它的圖像。
　　
一般說來，只有把射電天體的位置測準到幾角秒，才能夠較好地在光學照片上認出它所對應的天體，從而深入了解它的性質。為此，就必須把射電望遠鏡造得很大，比如說，大到好幾公里。這必然會帶來機械制造上很大的困難。因此，人們曾認為射電天文在測位和成像上難以與光學天文相比。可是，五十年代以后，射電望遠鏡的發(fā)展，特別是射電干涉儀(由兩面射電望遠鏡放在一定距離上組成的系統)的發(fā)展，使測量射電天體位置的精度穩(wěn)步提高。
　　
五十年代到六十年代前期，在英國劍橋，利用許多具射電干涉儀構成了“綜合孔徑”系統，并且用這種系統首次有效地描繪了天體的精細射電圖像。接著，荷蘭、美國、澳大利亞等國也相繼發(fā)展了這種設備。到七十年代后期，工作在短厘米波段的綜合孔徑系統所取得的天體射電圖像細節(jié)精度已達2\”，可與地面上的光學望遠鏡拍攝的照片媲美。
　　
射電干涉儀的應用還導致了六十年代末甚長基線干涉儀的發(fā)明。這種干涉儀的兩面射電望遠鏡之間距離長達幾千公里，乃至上萬公里。用它測量射電天體的位置，已能達到千分之幾角秒的精度。七十年代中，在美國完成了多具甚長基線干涉儀的組合觀測，不斷取得重要的結果。

應用射電天文手段觀測天體

應用射電天文手段觀測到的天體，往往與天文世界中能量的進發(fā)有關：規(guī)模最“小”的如太陽上的局部爆發(fā)、一些特殊恒星的爆發(fā)，較大的如晚期恒星的爆炸，更大的如星系核的爆發(fā)等等，都有強烈的射電反應。而在宇宙中能量進發(fā)員劇烈的天體，包括射電星系和類星體，每秒鐘發(fā)出的無線電能量估計可達太陽全部輻射的一千億倍乃至百萬億倍以上。
　　
這類天體有的包含成雙的射電源，有的伸展到周圍很遠的空間。有些處在核心位置的射電雙源，以視超光速的速度相背飛離。這些發(fā)現顯然對于研究星系的演化具有重大的意義。高能量的河外射電天體，即使處在非常遙遠的地方，也可以用現代的射電望遠鏡觀測到。這使得射電天文學探索到的宇宙空間達到過去難以企及的深處。
　　
這一類宇宙無線電波都屬于“非熱輻射”，有別于光學天文中常見的熱輻射。對于星系和類星體的非熱輻射的主要起因，是大量電子以接近于光速的速度在磁場中的運動。許多觀測事實都支持這種見解。但是，這些射電天體如何產生并不斷釋放這樣巨大的能量，而這種能量如何激起大量近于光速的電子，則是當前天文學和物理學中需要解決的重大課題。
　　
天體無線電波還可能來自其他種類的非熱輻射。日冕中等離子體波轉化成的等離子體輻射就是一例。而在光學天文中所熟悉的那些輻射，也同樣能夠在無線電波段中產生，例如，太陽上的電離大氣以及銀問系的電離氫區(qū)所發(fā)出的熱輻射，都是理論上預計到的。微波背景的2.7k熱輻射，雖然是一個驚人的發(fā)現，但它的機制卻是眾所熟知的。
　　
光譜學在現代天文中的決定性作用，促使人們尋求無線電波段的天文譜線。五十年代初期，根據理論計算，測到了鋁河系空間中性氫2l厘米譜線。后來，利用這條譜線進行探測，大大增加了我們對于銀河系結構(特別是旋臂結構)和一些河外星系結構的知識。氫譜線以外的許多射電天文譜線是最初沒有料到的，1963年測到了星際羥基的微波譜線，六十年代末又陸續(xù)發(fā)現了氨、水和甲醛等星際分子射電譜線。
　　
在二十世紀七十年代，主要依靠毫米波(以及短厘米波)射電天文手段發(fā)現的星際分子迅速增加到五十多種，所測到的分子結構愈加復雜，有的鏈長超過l0個原子。這些分子大部分集中在星云中。它們的分布，有的反映了銀河系的大尺度結構，有的則與恒星的起源有關。研究這些星際分子，對于探索宇宙空間條件下的化學反應將有深刻影響。
　　
近幾十年來，隨著觀測手段的不斷革新，射電天文學在多個層次中發(fā)現的天體射電現象，不僅是光學天文的補充，而且常常超出原來的想象，開辟出許多新的研究領域。^[2]