文档介绍：课程名称:射电天文学期末考查
姓名:
专业:化学类
学院:化学与工程学院
学号:
2012年6月10日
问题:通过这门课学到了哪些射电天文及天文学的知识,并谈谈你对相应知识的理解(包括射电望远镜,射电天文中的基本概念,各类天体的性质等)。
答:通过这学期的学习,我知道射电天文学是通过观测天体的无线电波来研究天文现象的一门学科。由于地球大气的阻拦,从天体来的无线电波只有波长约1毫米到30米左右的才能到达地面,绝大部分的射电天文研究都是在这个波段内进行的。射电天文学以无线电接收技术为观测手段,观测的对象遍及所有天体:从近处的太阳系天体到银河系中的各种对象,直到极其遥远的银河系以外的目标。射电天文波段的无线电技术,到二十世纪四十年代才真正开始发展。
射电天文学的历史始于1931~1932年。美国无线电工程师央斯基在研究长途电讯干扰时偶然发现来自银心方向的宇宙无线电波。1940年,、频率162兆赫的抛物面型射电望远镜证实了央斯基的发现,并测到了太阳以及其他一些天体发出的无线电波。第二次世界大战中,英国的军用雷达接收到太阳发出的强烈无线电辐射,表明超高频雷达设备适合于接收太阳和其他天体的无线电波。战后,一些雷达科技人员,把雷达技术应用于天文观测,揭开了射电天文学发展的序幕。到了二十世纪七十年代,雷伯首创的那种抛物面型射电望远镜的“后代”,已经发展成现代的大型技术设备。其中名列前茅的如德意志联邦共和国埃费尔斯贝格的射电望远镜,直径达100米,可以工作到短厘米波段。这种大型设备配上各种高灵敏度接收机,便可以在各个波段探测到极其微弱的天体无线电波。
对于研究射电天体来说,测到它的无线电波只是一个最基本的要求。人们还可以应用颇为简单的原理,制造出射电频谱仪(见太阳射电动态频谱仪)和射电偏振计,用以测量天体的射电频谱和偏振。研究射电天体的进一步的要求是精测它的位置和描绘它的图像。一般说来,只有把射电天体的位置测准到几角秒,才能够较好地在光学照片上认出它所对应的天体,从而深入了解它的性质。为此,就必须把射电望远镜造得很大,比如说,大到好几公里。这必然会带来机械制造上很大的困难。因此,人们曾认为射电天文在测位和成像上难以与光学天文相比。可是,五十年代以后,射电望远镜的发展,特别是射电干涉仪(由两面射电望远镜放在一定距离上组成的系统)的发展,使测量射电天体位置的精度稳步提高。五十年代到六十年代前期,在英国剑桥,利用许多具射电干涉仪构成了“综合孔径”,系统,并且用这种系统首次有效地描绘了天体的精细射电图像。接着,荷兰、美国、澳大利亚等国也相继发展了这种设备。到七十年代后期,工作在短厘米波段的综合孔径系统所取得的天体射电图像细节精度已达2″,可与地面上的光学望远镜拍摄的照片媲美(见综合孔径射电望远镜)。射电干涉仪的应用还导致了六十年代末甚长基线干涉仪的发明。这种干涉仪的两面射电望远镜之间,距离长达几千公里,乃至上万公里。用它测量射电天体的位置,已能达到千分之几角秒的精度。七十年代中期,在美国完成了多具甚长基线干涉仪的组合观测,不断取得重要的结果。
除上述之外,我通过这学期的学习,对天文学知识有了更多的了解,如:
关于射电望远镜的相关知识。
射电望远镜是指观测和研究来自天体的射电波的基本设备,可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。包括收集射电波的定向天线,放大射电信号的高灵敏度接收机,信息记录﹑处理和显示系统等。
经典射电望远镜的基本原理是和光学反射望远镜相似,投射来的电磁波被一精确镜面反射后,同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦,因此,射电望远镜天线大多是抛物面。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不大于
λ/16~λ/10,该望远镜一般就能在波长大于λ的射电波段上有效地工作。对米波或长分米波观测,可以用金属网作镜面;而对厘米波和毫米波观测,则需用光滑精确的金属板(或镀膜)作镜面。从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波,必须达到一定的功率电平,才能为接收机所检测。目前的检测技术水平要求最弱的电平一般应达 10 ─20瓦。射频信号功率首先在焦点处放大10~1﹐000倍﹐并变换成较低频率(中频),然后用电缆将其传送至控制室,在那里再进一步放大﹑检波,最后以适于特定研究的方式进行记录﹑处理和显示。天线收集天体的射电辐射,接收机将这些信号加工、转化成可供记录、显示的形式,终端设备把信号记录下来,并按特定的要求进行某些处理然后显示出来。表征射电望远镜性能的基本指标是空间分辨率和灵敏度,前者反映区分两个天球上彼此靠近的射电点源的能力,后者反映探测微弱射电源的能力。射电望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏度。
1931年,美国贝尔实验室的央斯基用天线阵接收到了来自银河系中心的无