射电天文望远镜      本人的译文
射电望远镜是一种专用天线和无线电接收器，用于接收来自天空中天文无线电源的无线电波。射电望远镜是射电天文学中使用的主要观测仪器，它研究天文物体发射的电磁频谱的射频部分，就像光学望远镜是传统光学天文学中用于研究来自天文物体光谱的光波部分的主要观测仪器一样。射电望远镜通常是大型抛物面（“碟形”）天线，类似于跟踪和与卫星和太空探测器通信的天线。它们可以单独使用或以阵列方式连接在一起。与光学望远镜不同，射电望远镜可以在白天和夜晚使用。由于行星，恒星，星云和星系等天文无线电源非常遥远，因此来自它们的无线电波非常弱，因此射电望远镜需要非常大的天线来收集足够的无线电能量来研究它们，以及极其灵敏的接收设备。无线电观测台优先远离主要人口中心，以避免来自无线电，电视，雷达，机动车辆和其他人造电子设备的电磁干扰（EMI）。

工程师Karl Guthe Jansky于1932年在新泽西州霍尔姆德尔的贝尔电话实验室首次使用天线研究来自太空的无线电波，该天线用于研究无线电接收器中的噪声。第一台专用射电望远镜是一个9米长的抛物面天线，由无线电爱好者格罗特雷伯于1937年在伊利诺伊州惠顿的后院建造。他用它做的天空调查通常被认为是射电天文学领域的开端。

业余无线电操作员格罗特雷伯（Grote Reber）是众所周知的射电天文学的先驱之一。他于1937年在伊利诺伊州惠顿的后院建造了第一个直径9米（30英尺）的抛物面“碟形”射电望远镜。他重复了詹斯基的开创性工作，将银河系确定为第一个非地球射电源，然后他继续以非常高的无线电频率进行第一次天空测量，发现其他无线电源。第二次世界大战期间雷达的迅速发展创造了战争后应用于射电天文学的技术，射电天文学成为天文学的一个分支，大学和研究机构建造了大型射电望远镜

类型
构成无线电频谱的电磁频谱中的频率范围非常大。这意味着用作射电望远镜的天线类型在设计，尺寸和配置方面差异很大。在30米到3米（10MHz-100MHz）的波长下，它们通常是类似于“TV天线”的定向天线阵列或具有可移动焦点的大型固定反射器。如果用这些类型的天线观察到的波长太长，“反射器”表面可以由粗线网构成，例如鸡栏铁丝网。在较短的波长下，抛物线“碟形”天线占主导地位。碟形天线的角分辨率由碟的直径与观察到的无线电波的波长之比确定。这决定了射电望远镜需要的碟形尺寸以获得有用的分辨率。工作波长为3米至30厘米（100 MHz至1 GHz）的射电望远镜通常直径超过100米。工作波长小于30厘米（1 GHz以上）的望远镜的直径范围为3至90米

大碟
世界上最大的全板孔径（即全碟）射电望远镜是由中国于2016年完成的500米孔径球面望远镜（FAST）。500米直径（1,600英尺）的大碟面积大到30个足球场，建在中国贵州省的一个天然喀斯特洼地，不能移动;馈电天线位于电缆上悬挂在反射板上方的舱内。活动盘由4450个可移动面板组成，由计算机控制。通过改变碟子的形状并在其电缆上移动馈电舱，望远镜可以转向指向天空的任何区域，距离天顶最远40°。虽然盘子直径为500米，但在任何给定时间，馈电天线仅在盘子上照射300米的圆形区域，因此实际有效孔径为300米。建设于2007年开始，于2016年7月完成。
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世界第二大全板孔径望远镜是较老的位于波多黎各阿雷西沃的阿雷西博Arecibo射电望远镜。像FAST这样的另一个固定式碟形望远镜，其305米（1,001英尺）的碟形板内置于景观中的自然凹陷中，通过移动悬挂的馈电天线，天线可在距天顶约20°的角度内转向。任何类型的最大的单个射电望远镜是位于俄罗斯Nizhny Arkhyz附近的RATAN-600，它由576米长的矩形无线电反射器组成，每个反射器都可以指向一个中央锥形接收器。
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镜面上方的设备


阿雷西博信息---人类向外太空发送的信息

上述固定大碟并非完全“可操纵”;它们只能瞄准天顶附近天空区域的点，并且不能从地平线附近的源接收。最大的完全可操纵的碟式射电望远镜是美国西弗吉尼亚州的100米绿岸望远镜，建于2000年。欧洲最大的完全可操纵的射电望远镜是德国波恩附近的Effelsberg 100米射电望远镜，由普朗克射电天文研究所运行，也是世界上最大的完全可操纵的望远镜，在建造绿岸天线之前已经有30年了。第三大完全可操纵的射电望远镜是位于英格兰柴郡Jodrell Bank天文台的76米Lovell望远镜，于1957年完工。第四大完全可操纵的射电望远镜是六个70米的碟子：三个俄罗斯RT-70，以及美国宇航局深空网络中的三个。截至2016年，计划中的奇台射电望远镜将成为世界上最大的完全可操纵的单碟射电望远镜，直径为110米（360英尺）。

又有一种由数十个尺寸相当的每个天线的典型尺寸是25米组成的射电望远镜，在世界各地的无线电观测台中运行。

最引人注目的发展之一出现在1946年，引入了称为天文干涉测量的技术，这意味着将来自多个天线的信号组合起来，以便模拟更大孔径的天线，以实现更高的分辨率。天文无线电干涉仪通常由抛物面阵列（例如，One-Mile望远镜），一维天线阵列（例如，Molonglo天文台合成望远镜）或全向偶极子的二维阵列（例如，Tony Hewish的Pulsar）组成。）。阵列中的所有望远镜都是分开的，通常使用同轴电缆，波导，光纤或其他类型的传输线连接。电子振荡器稳定性的最新进展现在也允许通过在各种天线处独立记录信号来执行干涉测量，然后在某些中央处理设施处对记录进行相关。该过程称为超长基线干涉测量法（VLBI）。干涉测量确实增加了收集的总信号，但其主要目的是通过称为孔径合成的过程大大提高分辨率（综合孔径）。该技术通过叠加（干涉）来自不同望远镜的信号波来工作，原理是同相位的波将彼此相加，而反相位的波将相互抵消。从而形成了一个组合望远镜，其分辨率（虽然不灵敏）相当于以各望远镜间的最大距离作为孔径的单个超大望远镜的分辨率。这也是EHT事件视界望远镜的工作原理。

高质量的图像需要在望远镜之间具有大量不同的距离。从无线电源看，任何两个望远镜之间的预计距离称为基线。例如，新墨西哥州索科罗附近的超大阵列（VLA）有27个望远镜，同时具有351个独立基线，在3厘米波长处达到0.2弧秒的分辨率。 Martin Ryle在剑桥的团队获得了干涉测量和孔径合成的诺贝尔奖。 Lloyd的镜面干涉仪也是由Joseph Pawsey在悉尼大学的小组于1946年独立开发的。在20世纪50年代早期，剑桥干涉仪绘制了无线电天空，以产生着名的2C和3C无线电源调查。大型物理连接射电望远镜阵列的一个例子是位于印度普纳的巨型Metrewave射电望远镜。最大阵列，低频阵列（LOFAR）于2012年完工，位于西欧，由48个站点中的大约81,000个小天线组成，分布在直径数百公里的区域内，工作波长在1.25到30米之间。使用后观察处理的VLBI系统已经构建成相距数千英里的天线。无线电干涉仪也被用于获得宇宙微波背景的各向异性和极化的详细图像，如2004年的CBI干涉仪。

世界上最大的物理连接望远镜Square Kilometer Array（SKA）计划于2025年开始运行。