射电望远镜为什么望得远？
导读：射电望远镜为什么望得远？ 一、射电望远镜为什么望得远？ 二、射电望远镜有何功用？ 三、请问：什么是射电望远镜？
一、射电望远镜为什么望得远？
望远镜是一种很有用的光学仪器，它可以把远处的东西看得很清楚。最常见 的望远镜是光学望远镜，它接收远方物体发出的光波，通过聚焦，反映到人眼里。
光学望远镜的聚光能力比人眼强，也就是灵敏度高，所以能看到远方人肉眼所不能 看到的物体。
但是光学望远镜的灵敏度远远赶不上射电望远镜，射电望远镜可以观测到 100亿光年以外的天体。
二、射电望远镜有何功用？
射电望远镜能帮助我们把视野伸展到遥远的宇宙中，去认识那些不发光但能发射无线电 波的星际物质。射电望远镜与光学望远镜不同，它没有物镜和目镜，所以人的眼睛不能通过 射电望远镜直接看到天体。它由两部分组成:天线和接收机。天线用来接收无线电波，相当 于光学望远镜的物镜。天线有很多种类，常见的是抛物面天线，具有接收面大、聚焦后能获得 大能量信号、灵敏度高等优点。射电望远镜的工作原理是:先把接收到的电信号送到接收机 上，经过放大、检波，把频率很高的电信号变成可供记录和测量的低频信号。或者将电信号变 成光信号，送到显示器上显示,天文学家就可以形象地看到天体了。不过，天体的形状，只是 天体能发射无线电波的那部分。假如天体的一部分不能发射无线电波，射电望远镜就无法发 现它。射电望远镜从出现到现在已有半个多世纪了，观测的距离越来越远，分辨率也越来越 高，正在成为人们观察宇宙最有力的工具之一。
三、请问：什么是射电望远镜？
1932年，美国无线电工程师卡尔·央斯基 (Karl Guthe Jansky，1905—1950)用无线电天线探测到来自银河系中心（人马座方向）的射电辐射，这标志着射电天文学的诞生，标志着人类打开了在传统光学波段之外进行观测的第一个窗口。
接收并研究来自太空的射电波的仪器统称为射电望远镜（radio telescope）。
射电望远镜的结构主要由定向天线或天线阵，馈电线，高灵敏度接收机和记录仪或示波器等部分组成。天线或天线阵将收集到的天体电波，经过馈电线送到接收机上；接收机同收音机的原理相似，但它具有极高的灵敏度和稳定性，首先将微弱的天体电波高倍放大，再进行检波，让高频信号转变为低频形式，最后送到记录仪器上记录下来，或在示波器上显示出来。
为了确定天体电波的强度，必须加一个强度已知的比较源（如噪声发生器或石墨热源），适当将比较源讯号输入接收机以便比较。射电望远镜通常按天线结构分几个类型，如抛物面天线，射电干涉仪，甚长基线干涉仪和综合孔径系统等。这些技术是20世纪60年代后发展起来的。
上世纪六十年代，美国在波多黎各阿雷西博镇建造了直径达305米的抛物面射电望远镜（如下图，另外教科社《物理》九年级上册也以这一具有划时代意义的设施作为封面），它是顺着山坡固定在地表面上的，不能转动，这是世界上最大的单孔径射电望远镜。
1962年，Ryle发明了综合孔径射电望远镜，他也因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。综合孔径射电望远镜实现了由多个较小天线结构获得相当于大口径单天线所能取得的效果。
1967年Broten等人第一次记录到了VLBI干涉条纹。
上个世纪七十年代，联邦德国在玻恩附近建造了100米直径的全向转动抛物面射电望远镜，这是世界上最大的可转动单天线射电望远镜。
上世纪八十年代以来，欧洲的VLBI网（EVN），美国的VLBA阵( g)，日本的空间VLBI（VSOP 相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。
中国科学院上海天文台和乌鲁木齐天文站的两架25米射电望远镜作为正式成员参加了美国的地球自转连续观测计划（CORE）和欧洲的甚长基线干涉网（EVN），这两个计划分别用于地球自转和高精度天体测量研究（CORE）和天体物理研究（EVN）。
这种由各国射电望远镜联合进行长基线干涉观测的方式，起到了任何一个国家单独使用大望远镜都不能达到的效果。
目前国际上将联合发展接收面积为1平方公里的低频射电望远镜阵（SKA），该计划将使低频射电观测的灵敏度约有两个量级的提高，有关各国正在进行各种预研究。
射电望远镜为射电天文学的发展起了关键的作用，比如：六十年代天文学的四大发现，类星体，脉冲星，星际分子和宇宙微波背景辐射，都是用射电望远镜观测得到的。射电望远镜的每一次长足的进步都会毫无例外地为射电天文学的发展树立一个里程碑。
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射电望远镜
1932年央斯基（Jansky。 K。 G）用无线电天线探测到来自银河系中心（人马座方向）的射电辐射，这标志着人类打开了在传统光学波段之外进行观测的第一个窗口。
第二次世界大战结束后，射电天文学脱颖而出，射电望远镜为射电天文学的发展起了关键的作用，比如：六十年代天文学的四大发现，类星体，脉冲星，星际分子和宇宙微波背景辐射，都是用射电望远镜观测得到的。
射电望远镜的每一次长足的进步都会毫无例外地为射电天文学的发展树立一个里程碑。
英国曼彻斯特大学于1946年建造了直径为66。5米的固定式抛物面射电望远镜，1955年又建成了当时世界上最大的可转动抛物面射电望远镜；
六十年代，美国在波多黎各阿雷西博镇建造了直径达305米的抛物面射电望远镜，它是顺着山坡固定在地表面上的，不能转动，这是世界上最大的单孔径射电望远镜。
1962年，Ryle发明了综合孔径射电望远镜，他也因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。综合孔径射电望远镜实现了由多个较小天线结构获得相当于大口径单天线所能取得的效果。
1967年Broten等人第一次记录到了VLBI干涉条纹。
七十年代，联邦德国在玻恩附近建造了100米直径的全向转动抛物面射电望远镜，这是世界上最大的可转动单天线射电望远镜。
八十年代以来，欧洲的VLBI网（EVN），美国的VLBA阵，日本的空间VLBI（VSOP）相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。
中国科学院上海天文台和乌鲁木齐天文站的两架25米射电望远镜作为正式成员参加了美国的地球自转连续观测计划（CORE）和欧洲的甚长基线干涉网（EVN），这两个计划分别用于地球自转和高精度天体测量研究（CORE）和天体物理研究（EVN）。
这种由各国射电望远镜联合进行长基线干涉观测的方式，起到了任何一个国家单独使用大望远镜都不能达到的效果。
另外，美国国立四大天文台（NARO）研制的100米单天线望远镜（GBT），采用无遮挡（偏馈），主动光学等设计，该天线目前正在安装中，2000年有可能投入使用。
国际上将联合发展接收面积为1平方公里的低频射电望远镜阵（SKA），该计划将使低频射电观测的灵敏度约有两个量级的提高，有关各国正在进行各种预研究。
在增加射电观测 波段覆盖方面，美国史密松天体物理天文台和中国台湾天文与天体物理研究院正在夏威夷建造国际上第一个亚毫米波干涉阵（SMA），它由8个6米的天线组成，工作频率从190GHz到85z，部分设备已经安装。
美国的毫米波阵（MMA）和欧洲的大南天阵（LAS）将合并成为一个新的毫米波阵计划――ALMA。这个计划将有64个12米天线组成，最长基线达到10公里以上，工作频率从70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合并顺利，将在2001年开始建造，日本方面也在考虑参加该计划的可能性。
在提高射电观测的角分辨率方面，新一代的大型设备大多数考虑干涉阵的方案；为了进一步提高空间VLBI观测的角分辨率和灵敏度，第二代空间VLBI计划――ARISE（25米口径）已经提出。
相信这些设备的建成并投入使用将会使射电天文成为天文学的重要研究手段，并会为天文学发展带来难以预料的机会。
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非光学的,使用电磁波的
用电的
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