射電天文學(xué)

射電天文學(xué)是通過(guò)觀測(cè)天體的無(wú)線電波來(lái)研究天文現(xiàn)象的一門學(xué)科。由于地球大氣的阻攔，從天體來(lái)的無(wú)線電波只有波長(zhǎng)約 1毫米到30米左右的才能到達(dá)地面，迄今為止，絕大部分的射電天文研究都是在這個(gè)波段內(nèi)進(jìn)行的。

　　射電天文學(xué)以無(wú)線電接收技術(shù)為觀測(cè)手段，觀測(cè)的對(duì)象遍及所有天體：從近處的太陽(yáng)系天體到銀河系中的各種對(duì)象，直到極其遙遠(yuǎn)的銀河系以外的目標(biāo)。射電天文波段的無(wú)線電技術(shù)，到二十世紀(jì)四十年代才真正開(kāi)始發(fā)展。

　　對(duì)于歷史悠久的天文學(xué)而言，射電天文使用的是一種嶄新的手段，為天文學(xué)開(kāi)拓了新的園地。六十年代中的四大天文發(fā)現(xiàn)：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(xué)形象，而射電天文則為我們展示出天體的另一側(cè)面——無(wú)線電形象。由于無(wú)線電波可以穿過(guò)光波通不過(guò)的塵霧，射電天文觀測(cè)就能夠深入到以往憑光學(xué)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(rèn)識(shí)。

　　射電天文學(xué)的歷史始于1931～1932年。美國(guó)無(wú)線電工程師央斯基在研究長(zhǎng)途電訊干擾時(shí)偶然發(fā)現(xiàn)存在來(lái)自銀心方向的宇宙無(wú)線電波。1940年，雷伯在美國(guó)用自制的直徑9.45米、頻率162兆赫的拋物面型射電望遠(yuǎn)鏡證實(shí)了央斯基的發(fā)現(xiàn)，并測(cè)到了太陽(yáng)以及其他一些天體發(fā)出的無(wú)線電波。

　　第二次世界大戰(zhàn)中，英國(guó)的軍用雷達(dá)接收到太陽(yáng)發(fā)出的強(qiáng)烈無(wú)線電輻射，表明超高頻雷達(dá)設(shè)備適合于接收太陽(yáng)和其他天體的無(wú)線電波。戰(zhàn)后，一些雷達(dá)科技人員，把雷達(dá)技術(shù)應(yīng)用于天文觀測(cè)，揭開(kāi)了射電天文學(xué)發(fā)展的序幕。

　　到了二十世紀(jì)七十年代，雷伯首創(chuàng)的那種拋物面型射電望遠(yuǎn)鏡的“后代”，已經(jīng)發(fā)展成現(xiàn)代的大型技術(shù)設(shè)備。其中名列前茅的如德意志聯(lián)邦共和國(guó)埃費(fèi)爾斯貝格的射電望遠(yuǎn)鏡，直徑達(dá)100米，可以工作到短厘米波段。這種大型設(shè)備配上各種高靈敏度接收機(jī)，便可以在各個(gè)波段探測(cè)到極其微弱的天體無(wú)線電波。

　　對(duì)于研究射電天體來(lái)說(shuō)，測(cè)到它的無(wú)線電波只是一個(gè)最基本的要求。我們還可以應(yīng)用頗為簡(jiǎn)單的原理，制造出射電頻譜儀和射電偏振計(jì)，用以測(cè)量天體的射電頻譜和偏振。研究射電天體的進(jìn)一步的要求是精測(cè)它的位置和描繪它的圖像。

　　一般說(shuō)來(lái)，只有把射電天體的位置測(cè)準(zhǔn)到幾角秒，才能夠較好地在光學(xué)照片上認(rèn)出它所對(duì)應(yīng)的天體，從而深入了解它的性質(zhì)。為此，就必須把射電望遠(yuǎn)鏡造得很大，比如說(shuō)，大到好幾公里。這必然會(huì)帶來(lái)機(jī)械制造上很大的困難。因此，人們?cè)�認(rèn)為射電天文在測(cè)位和成像上難以與光學(xué)天文相比。可是，五十年代以后，射電望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展，特別是射電干涉儀(由兩面射電望遠(yuǎn)鏡放在一定距離上組成的系統(tǒng))的發(fā)展，使測(cè)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(guó)劍橋，利用許多具射電干涉儀構(gòu)成了“綜合孔徑”系統(tǒng)，并且用這種系統(tǒng)首次有效地描繪了天體的精細(xì)射電圖像。接著，荷蘭、美國(guó)、澳大利亞等國(guó)也相繼發(fā)展了這種設(shè)備。到七十年代后期，工作在短厘米波段的綜合孔徑系統(tǒng)所取得的天體射電圖像細(xì)節(jié)精度已達(dá)2"，可與地面上的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡拍攝的照片媲美。

　　射電干涉儀的應(yīng)用還導(dǎo)致了六十年代末甚長(zhǎng)基線干涉儀的發(fā)明。這種干涉儀的兩面射電望遠(yuǎn)鏡之間距離長(zhǎng)達(dá)幾千公里，乃至上萬(wàn)公里。用它測(cè)量射電天體的位置，已能達(dá)到千分之幾角秒的精度。七十年代中，在美國(guó)完成了多具甚長(zhǎng)基線干涉儀的組合觀測(cè)，不斷取得重要的結(jié)果。

　　應(yīng)用射電天文手段觀測(cè)到的天體，往往與天文世界中能量的進(jìn)發(fā)有關(guān)：規(guī)模最“小”的如太陽(yáng)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(qiáng)烈的射電反應(yīng)。而在宇宙中能量進(jìn)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(wú)線電能量估計(jì)可達(dá)太陽(yáng)全部輻射的一千億倍乃至百萬(wàn)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(yuǎn)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(xiàn)顯然對(duì)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(yuǎn)的地方，也可以用現(xiàn)代的射電望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)到。這使得射電天文學(xué)探索到的宇宙空間達(dá)到過(guò)去難以企及的深處。

　　這一類宇宙無(wú)線電波都屬于“非熱輻射”，有別于光學(xué)天文中常見(jiàn)的熱輻射。對(duì)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(chǎng)中的運(yùn)動(dòng)。許多觀測(cè)事實(shí)都支持這種見(jiàn)解。但是，這些射電天體如何產(chǎn)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(dāng)前天文學(xué)和物理學(xué)中需要解決的重大課題。

　　天體無(wú)線電波還可能來(lái)自其他種類的非熱輻射。日冕中等離子體波轉(zhuǎn)化成的等離子體輻射就是一例。而在光學(xué)天文中所熟悉的那些輻射，也同樣能夠在無(wú)線電波段中產(chǎn)生，例如，太陽(yáng)上的電離大氣以及銀問(wèn)系的電離氫區(qū)所發(fā)出的熱輻射，都是理論上預(yù)計(jì)到的。微波背景的2.7K熱輻射，雖然是一個(gè)驚人的發(fā)現(xiàn)，但它的機(jī)制卻是眾所熟知的。

　　光譜學(xué)在現(xiàn)代天文中的決定性作用，促使人們尋求無(wú)線電波段的天文譜線。五十年代初期，根據(jù)理論計(jì)算，測(cè)到了鋁河系空間中性氫2l厘米譜線。后來(lái)，利用這條譜線進(jìn)行探測(cè)，大大增加了我們對(duì)于銀河系結(jié)構(gòu)(特別是旋臂結(jié)構(gòu))和一些河外星系結(jié)構(gòu)的知識(shí)。氫譜線以外的許多射電天文譜線是最初沒(méi)有料到的 ，1963年測(cè)到了星際羥基的微波譜線，六十年代末又陸續(xù)發(fā)現(xiàn)了氨、水和甲醛等星際分子射電譜線。

　　在二十世紀(jì)七十年代，主要依*毫米波(以及短厘米波)射電天文手段發(fā)現(xiàn)的星際分子迅速增加到五十多種，所測(cè)到的分子結(jié)構(gòu)愈加復(fù)雜，有的鏈長(zhǎng)超過(guò)l0個(gè)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(jié)構(gòu)，有的則與恒星的起源有關(guān)。研究這些星際分子，對(duì)于探索宇宙空間條件下的化學(xué)反應(yīng)將有深刻影響。

　　近幾十年來(lái)，隨著觀測(cè)手段的不斷革新，射電天文學(xué)在多個(gè)層次中發(fā)現(xiàn)的天體射電現(xiàn)象，不僅是光學(xué)天文的補(bǔ)充，而且常常超出原來(lái)的想象，開(kāi)辟出許多新的研究領(lǐng)域。