射电

D 试题分析：当加速电场电压过低，电子速率偏小，则会导致电子运动半径变小，从而使偏转角度增大，导致画面比正常偏大，故A错误；当偏转线圈电流过大，偏转磁场增强时，从而导致电子运动半径变小，所以导致画面比正常偏大，故B错误；电子枪发射能力减弱，电子数减少，而运动的电子速率及磁场不变，因此不会影响电视画面偏大或小，所以C错误；当偏转线圈匝间短路，线圈匝数减小时，导致偏转磁场减小，从而使电子运动半径增大，所以导致画面比正常偏小，故D正确；故选D.

如果发现电视画面幅度比正常时偏小，是由于电子束的偏转角减小，即电子的轨道半径增大所致．A、当加速电场电压过低，电子获得的速率偏小，由公式r=mvBq可知电子运动半径减小，从而使偏转角度增大，导致画面比正常偏大，故A错误；B、当偏转线圈电流过大，偏转磁场增时，从而导致电子运动半径变小，偏转角度增大；所以导致画面比正常偏大，故B错误；C、电子枪发射能力减弱，电子数减少，但运动的电子速率及磁场不变，由公式r=mvBq，电子在磁场中轨道半径不变，通过磁场后偏转角不变，因此不会影响电视画面偏大或小，故C错误；C、当偏转线圈匝间短路，线圈匝数减小时，导致偏转磁场减小，由公式r=mvBq，可知电子的运动半径增大，所以导致画面比正常偏小，故D正确；故选：D

电子的定向移动方向与电流的方向相反，故在显像管中电流的方向是从屏幕指向灯丝的． 故选B．

A、如果偏转线圈中没有电流，不产生磁场，则电子束将沿直线打在荧光屏正中的O点．故A正确． B、要使电子束打在荧光屏上A点，电子束所受的洛伦兹力方向向上，根据左手定则可以得知，偏转磁场的方向应该由里向外．故B错误． C、要使电子束打在荧光屏上B点，电子束所受的洛伦兹力方向向下，根据左手定则可以得知，偏转磁场的方向应该由外向里．故C正确． D、要使电子束在荧光屏上的位置由B向A点移动，电子在偏转磁场中运动的半径先增大后减小，则电子在磁场中圆周运动的半径公式r= mv qB 分析得知，偏转磁场强度应该先由大到小，再由小到大．故D错误． 故选AC

I=Q/T Q=IT=6.4/1000*5=0.032库伦 电子电量 e＝1.6021892×10^-19库仑。N=Q/e=0.032/1.6021892=2*10^17个

泥煤

射电望远镜是接收天体射出的无线电波的望远镜。它由两部分组成：一面或多面天线和一台灵敏度很高的无线电接收机。希望对你能有所帮助。

“快速射电暴”FRB是一种以频率和强度惊人的无线电波暴发，它们来自于未知的遥远银河系外，持续时间只有短暂的几毫秒，但携带的能量甚至达到了太阳能量的数百万倍。从人类发现了“快速射电暴”(FRB)以来，这种天文现象的神秘来源一直困扰着天文学家。一直以来，人类捕捉到的FRB都是稍纵即逝的，但是编号为FRB121102的快速射电暴则具有与众不同的反复暴发的特性。这究竟是普遍现象还是巧合呢？一个团队目前正在研究距离地球30亿光年的FRB121102，这是目前唯一检测到重复信号的快速射电暴。科学家发现这个信号处于强磁场环境中，而如此之强的磁场之前只在靠近银河系中心的一个中子星附近检测到过，这颗中子星非常靠近银河中心的超大质量黑洞。“有史以来第一次，我们对射电暴的源头所处的环境有了些了解，那可是30亿光年外。”论文共同作者，康奈尔大学的Shami Chatterjee说道。“我们意识到这是两个极为奇异的天体的叠加效应：我们需要一颗前所未有的磁星，而且我们需要把它放在一个大质量黑洞的旁边。但是在我们所处的星系中确实有类似这样的例子。”不过，天文学家没有发现靠近银河系中心的那颗磁星发出FRB，目前观测到的FRB来源通常都非常遥远。FRB信号十分奇特的性质证明它们确实离我们很遥远，它们发出的无线电波在穿过充斥在恒星和星系之间的气体云和电子时出现了色散，色散的程度和它们到我们的距离成正比。这说明FRB可以作为探测宇宙结构的最佳工具，研究人员不仅可以知道某个FRB源头距离我们有多远，还可以知道从射电源到我们这里经过了多少星际和星系物质。

有外来的信号

射电望远镜（radio telescope）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。20世纪60年代天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子，被称为“四大发现”。这四项发现都与射电望远镜有关。

1942年，第二次世界大战激战犹酣。2月26日，在英国空军监视德国的那些雷达荧屏上，突然都受到了严重的干扰——闪烁不停的片片“雪花”。莫非是纳粹发明了对付雷达的新武器?这可是直接关系到战争胜负、性命攸关的大事。除了严密封锁有关消息外，最高当局立即下令，让最杰出的无线电专家荷伊丢下手头的一切工作，迅速查明原因，寻求对策。荷伊才华过人，经验丰富，他不负众望，很快就有了眉目：原来这不是什么敌人的新式武器，而是太阳与人开的玩笑。只要让那些雷达的天线避开太阳方向，仪器就可正常工作。从此人们知道，太阳、恒星乃至所有的天体，都像一个个电台，时时都在发射无线电波。天体发出的电波，天文学家称之为“射电”，接收与解读这种射电必须要用射电望远镜。射电望远镜与光学望远镜不同的是，它所见到的不是天体的图像，而是一组组大大小小、曲曲折折的曲线，需要用专门的仪器才能解读其中所含的信息。光学望远镜自1610年由伽利略首先指向星空起，至今已有近400年，如果不是近年来太空望远镜以及一些新技术登场，有人甚至哀叹它似乎已走到了尽头。但是射电望远镜则不然。首先穿透金星浓密大气、揭开金星逆向自转和表面高温依靠的是它；最早测出水星自转是公转周期2／3，它的一天等于2年依靠的也是它；画出第一张火星三维立体图依靠的仍然是它。更让人刮目相看的是，震惊世界的“20世纪60年代的天文学四大发现”——星际有机分子、脉冲星、3K微波背景辐射、类星体，都是射电望远镜小试牛刀的成果。其中前三项的发现者都先后问鼎了诺贝尔物理学奖，而充满了挑战的类星体将来一旦被揭开庐山真面目，其发现者也将成为此奖项的必然得主。谁都知道，天文学家最怕老天作梗，因为很多千载难逢的机会，只要老天不帮忙，就会前功尽弃，这样的例子俯拾皆是。我国天文界元老、年逾古稀的张钰哲先生为了观测1980年的昆明日全食，曾不远千里于2月16日飞到了一切早已准备齐全的观测点，可哪知就在最关键的2分钟内，一朵小小的白云飘来，不偏不倚地挡住了日轮，任你愤怒叫骂，任你急得跳脚，也只能眼睁睁地让一年的准备工作付之东流，落得个空手而归。用射电望远镜观测最大的优点是，不怕云雾遮挡，甚至不怕倾盆大雨(当然为了防止锈蚀，雨天还是尽量少用)，它是一种全天候的仪器。它还有一个优点是，要求的精度不高，制造方便，所以可以做得很大。当然，它也有致命的缺陷，那就是它“眼大无光”。一架直径10厘米的光学望远镜的分辨本领在1.4"左右，它能看清月球表面上2千米的细节，而德国的100米可动射电望远镜，尽管是当前世界上最大的可转动射电望远镜，可它的分辨本领也只有33"，还不如人的肉眼的分辨本领30"。为了弥补这个不足，人们想到了利用“干涉法”原理，把两台仪器分开并用。所以现在除了建造直径更大的单个天线外，还建造有“天线阵”。当今称为“甚大阵”的最大的天线阵位于美国新墨西哥州的一处荒漠上，在纵横70千米的范围内，分布着27架庞然大物，每一台射电望远镜天线的直径为25米，重达210吨。由于它全由电脑控制，自动化程度很高，所以每次观测只需一个计算机程序员和一两个天文学家就足够了。

区别很大：球面发射电频周波简称球面射电，是以圆形路线环绕发射，覆盖面和覆盖率都强过单天线的射电。单天线射电只有单点一个圆波，没有环绕。

您好,我就为大家解答关于射电望远镜成像，射电望远镜成像原理相信很多小伙伴还不知道,现在让我们一起来看看吧！1、射电望远镜 radio te... 您好,我就为大家解答关于射电望远镜成像，射电望远镜成像原理相信很多小伙伴还不知道,现在让我们一起来看看吧！ 1、射电望远镜 radio telescope 探测天体射电辐射的基本设备。 2、可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。 3、通常 ，由天线 、接收机和终端设备3部分构成。 4、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。 5、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。 6、射电望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏度。 7、根据天线总体结构的不同，射电望远镜可分为连续孔径和非连续孔径两大类，前者的主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜，后者是以干涉技术为基础的各种组合天线系统。 8、20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜——甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能获得清晰的射电图像 。 9、世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米 ， 安装在德国马克斯·普朗克射电天文研究所 ；世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国立射电天文台。 10、（历史简介）1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。 11、经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河中射电辐射。 12、由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。 13、当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的 “扇形”方向束。 14、此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辩率和灵敏度的历史。 15、自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。 16、这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。 17、它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的 “铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。 18、因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。 19、射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的基本设备，它包括：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，处理和显示系统等等。 20、射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相信，投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。 21、用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚集。 22、因此，射电望远镜的天线大多是抛物面。 23、射电观测是在很宽的频率范围内进行，检测和信息处理的射电技术又较光学波希灵活多样，所以，射电望远镜种类更多，分类方法多种多样。 24、例如按接收天线的形状可分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物面截带、喇、螺旋 、行波、天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多束等射电望远镜；按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、日象等射电望远镜；按工作类型又可分为全功率、扫频、快速成像等类型的射电望远镜。

　　射电望远镜（radio telescope）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。2012年10月28日，亚洲最大的全方位可转动射电望远镜在上海天文台正式落成。这台射电望远镜的综合性能排名亚洲第一、世界第四，能够观测100多亿光年以外的天体，将参与我国探月工程及各项深空探测。

射电望远镜是接收天体射出的无线电波的望远镜。它由两部分组成：一面或多面天线和一台灵敏度很高的无线电接收机。天线所起的作用相当于光学天文望远镜的透镜或反射镜。接收机的作用是把从天线传来的无线电波放大，并转变成能用仪器记录的信号或对无线电波进行拍照。 http://cache.baidu.com/c?word=%CA%B2%C3%B4%3B%CA%C7%3B%C9%E4%B5%E7%3B%CD%FB%D4%B6%BE%B5&url=http%3A//transtaafl%2Ecom/i/document/10wan/1045%2Easp&b=0&a=30&user=baidu

经典射电望远镜的基本原理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。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。

各种射电波段上的亮温度分布观测表明﹐超新星遗迹都具有壳层结构﹐即源的外层辐射强﹐向内迅速减弱。普遍认为其辐射性质是相对论性电子的同步加速辐射。1960年﹐什克洛夫斯基首先根据这种非热辐射机制指出﹐超新星遗迹的表面亮度Σ 和直径d 间存在著Σ d 的演化关系( 是负值常数﹐有人取为-4.0)﹐并准确地预言了仙后座A射电源流量密度随时间递减的规律。超新星遗迹的辐射是偏振的﹐但偏振度不大﹐对应的磁场强度一般在10～10高斯的量级上。表徵射电流量密度S 随频率变化S的射电频谱指数α 一般在 0.12～0.8之间﹐平均为0.5。

1、射电望远镜可指观测和研究来自天体的射电波，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。2、射电望远镜：20世纪60年代天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子，被称为四大发现。这四项发现都与射电望远镜有关。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。

原理很简单就是收集射电信号的。

      射电望远镜（radio telescope）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。2012年10月28日，亚洲最大的全方位可转动射电望远镜在上海天文台正式落成。这台射电望远镜的综合性能排名亚洲第一、世界第四，能够观测100多亿光年以外的天体，将参与我国探月工程及各项深空探测。

射电望远镜的原理与卫星电视天线接收器的原理大同小异，它通过接收来自遥远天体的电磁辐射信号，分析其强度，频谱和偏振来进行研究。其主要有两个基本指标——分辩率和灵敏度。从光学中，我们知道望远镜的分辩率与波长λ成正比，与望远镜的口径D成反比。由于光学望远镜是工作在波长为微微米的数量级上，而射电望远镜工作在毫米数量级上，之间相差10000倍，那么要达到同样的分辩率，射电望远镜的口径（孔径）就要比光学望远镜大一万倍。好在，由于运用了射电干涉仪，可以用相距很远两地的射电望远镜之间的直线距离代替望远镜的真实孔径。这种技术叫做甚长基线干涉。它可以使有效口径大到几千公里甚至更远，从而大大提高了分辩率，使人们有可能看到天体的精细结构。然而有得必有失，灵敏度在分辩率提高的同时却降低了。灵敏度取决于射电望远镜的有效面积，天线造的越大，其灵敏度越高。然而由于射电干涉仪的运用，我们用两地望远镜之间的直线（基线）长度来代替真实孔径，却没有增大与其对应的天线的有效面积，从而使射电望远镜灵敏度成倍下降，这也就决定了射电天文学的研究对象——主要是对高能天体观测以及对射电天文谱线的分析。 ---------------以下资料来自网络-------------射电望远镜是接收天体射出的无线电波的望远镜。它由两部分组成：一面或多面天线和一台灵敏度很高的无线电接收机。天线所起的作用相当于光学天文望远镜的透镜或反射镜。接收机的作用是把从天线传来的无线电波放大，并转变成能用仪器记录的信号或对无线电波进行拍照。 电磁波信号，主要是微波波段——频率为GHz量级，波长为厘米或毫米级。光波波段频率更高，波长更短（几百纳米）。1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的 “扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辩率和灵敏度的历史。 自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的 “铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。 射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的基本设备，它包括：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，处理和显示系统等等。射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相信，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集。因此，射电望远镜的天线大多是抛物面。 射电观测是在很宽的频率范围内进行，检测和信息处理的射电技术又较光学波希灵活多样，所以，射电望远镜种类更多，分类方法多种多样。例如按接收天线的形状可分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物面截带、喇、螺旋 、行波、天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多束等射电望远镜；按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、日象等射电望远镜；按工作类型又可分为全功率、扫频、快速成像等类型的射电望远镜。

射电星系是指有明显的射电辐射的星系（10～10赫范围内射电功率为1037～1041尔格/秒）。射电星系大多是椭圆星系(E)﹑巨型椭圆星系(D)。探测到射电辐射的星系。一般的星系都有射电辐射。通常系指发出强烈的射电辐射（比一般的星系强102～106倍）的星系。射电星系的射电连续谱一般为幂律谱，且有偏振，谱指数平均为0.75。射电辐射具有非热性质，起源于相对论性电子在磁场中运动时产生的同步加速辐射。有些射电星系的射电辐射流量和偏振常有变化。射电星系的射电形态多种多样，可分为致密型、核晕型、双瓣型、头尾型和包含多个子源的复杂性。射电星系大多为椭圆星系、巨椭圆星系和超巨椭圆星系。射电星系的光谱很像塞佛特星系，多数类似于Ⅱ型塞佛特星系，少数类似于Ⅰ型塞佛特星系。不过，塞佛特星系却是旋涡星系。射电星系同其他也发出强烈射电辐射的星系，如类星体、N型星系、塞佛特星系、蝎虎座BL型天体等的关系，尚有待研究。有些射电星系还发出强烈的红外辐射和X射线。

射电望远镜（radio telescope）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。基本原理[编辑本段] 经典射电望远镜的基本原理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。

射电天文学开始于什么年代？ A.20世纪初B.20世纪30年代C.20世纪60年代D.20世纪90年代正确答案：20世纪30年代

问题一：射电望远镜用来干什么的？ 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�p处理和显示系统等。 中国在贵州省“筑巢引凤”，建设全球最大的射电望远镜。这是中国2007年批准立项的500米口径球面射电望远镜（FAST）项目，日前已经在贵州省开始基建，项目总投资6.27亿元，建设期5年半，2014年开工。FAST建成后，不仅将成为世界第一大单口径天文望远镜，并将在未来20年至30年内保持世界领先地位。 重要功能： 探测遥远的“地外文明”。 这座巨大的望远镜外形与卫星天线相似，单口径500米，犹如一只巨大的“天眼”，将探测遥远、神秘的“地外文明”。千百年来人类大多是通过可见光波段观测宇宙。事实上，天体的辐射覆盖整个电磁波段，而可见光只是其中人类可以感知的一部分。 该射电望远镜可以用来监听外太空的宇宙射电波，其中包括可能来自其他智能生命的“人工电波”；在电力充足的条件下，这只巨大的“天眼”还能发送电波信号，几万光年远的“外星朋友”将有可能收到来自中国的问候。 可寻找第一代诞生的天体。 据FAST工程办公室研究人员介绍，项目建成后，它将使中国的天文观测能力延伸到宇宙边缘，可以观测暗物质和暗能量，寻找第一代天体。 其能用一年时间发现数千颗脉冲星，研究极端状态下的物质结构与物理规律。而且无需依赖模型精确测定黑洞质量就可以有希望发现奇异星和夸克星物质；可以通过精确测定脉冲星到达时间来检测引力波；还可能发现高红移的巨脉泽星系，实现银河系外第一个甲醇超脉泽的观测突破。 用于太空天气预报。 FAST还将把中国空间测控能力由地球同步轨道延伸至太阳系外缘，将深空通讯数据下行速率提高100倍。脉冲星计时阵，为自主导航这一前瞻性研究制作脉冲星钟。 同时，可以进行高分辨率微波巡视，以1Hz的分辨率诊断识别微弱的空间讯号，作为被动战略雷达为国家安全服务。还可跟踪探测日冕物质抛射事件，服务于太空天气预报。 带动中国制造技术发展。 FAST研究涉及了众多高科技领域，如天线制造、高精度定位与测量、高品质无线电接收机、传感器网络及智能信息处理、超宽带信息传输、海量数据存储与处理等。FAST关键技术成果可应用于诸多相关领域，如大尺度结构工程、公里范围高精度动态测量、大型工业机器人研制以及多波束雷达装置等。FAST的建设经验将对中国制造技术向信息化、极限化和绿色化的方向发展产生影响。 服务中国航天项目。 65米射电望远镜作为我国乃至世界上一台主干观测设备，将在射电天文、天文地球动力学和空间科学等多个领域中取得一流的科学成果，将执行探月工程三期的VLBI测定轨和定位任务，以及我国未来月球和火星探测等各项深空探测任务，同时用于射电天文观测等多项科学研究。它作为一个单元参加中国VLBI网，将使其灵敏度提高42%。参加欧洲VLBI网，将使其灵敏度提高15%―35%。作为东亚VLBI网中口径最大的天线，它将起到主导作用。此外，该望远镜将进一步提升我国深空测定轨能力，为嫦娥探月工程和更长远的深空探测等国家重大战略需求服务。 问题二：中国最大的射电望远镜在什么地方 9月7日，已经完成反射面板安装的FAST矗立在群山中。近日，位于贵州省黔南布依族苗族自治州平塘县大窝凼的世界最大单口径射电望远镜――500米口径球面射电望远镜（FAST）工程建设进入收尾阶段，预计FAST将于9月底整体完工投入使用。FAST拥有30个足球场大的接收面积，与号称“地面最大的机器”的德国波恩100米望远镜相比，灵敏度提高约10倍。它将在未来10至20年保持世界一流设备的地位。 投资7.3亿元、世界迄今最大单口径射电望远镜FAST工程，2008年12月26日在贵州省平塘县一片名为“大窝凼”的喀斯特洼地中正式启动，预计工期5年半。 FAST是世界在建的最大射电望远镜，借助天然圆形溶岩坑建造。FAST的反射镜边框是1500米长的环形钢梁，而钢索则依托钢梁，悬垂交错，呈现出球形网状结构。 索网结构是FAST主动反射面的主要支撑结构，是反射面主动变位工作的关键点。索网制造与安装工程也是500米口径球面射电望远镜工程的主要技术难点之一，其关键技术问题主要包括：超大跨度索网安装方案设计、超高疲劳性能钢索结构研制、超高精度索结构制造工艺等。而索网工程的顺利完成，意味着FAST工程已经在上述关键技术难点方面实现实质性突破。 FAST索网结构直径500米，采用短程线网格划分，并采用间断设计方式，即主索之间通过节点断开。索网结构的一些关键指标远高于国内外相关领域的规范要求：例如，主索索段控制精度须达到1毫米以内，主索节点的位置精度须达到5毫米，索构件疲劳强度不得低于500MPa。整个索网共6670根主索、2225个主索节点及相同数量的下拉索。索网总重量约为1300余吨，主索截面一共有16种规格，截面积介于280―1319平方毫米之间。由于场地条件限制，全部索结构须在高空中进行拼装。索网采取主动变位的独特工作方式, 即根据观测天体的方位，利用促动器控制下拉索，在500米口径反射面的不同区域形成直径为300米的抛物面，以实现天体观测。 问题三：什么是射电望远镜 射电望远镜（radio telescope）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�p处理和显示系统等。 基本原理 经典射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜[1]相似�o投射来的电磁波被一精确镜面反射后�o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�o因此�o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 40m射电望远镜 大于λ/16～λ/10�o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�o可以用金属网作镜面�r而对厘米波和毫米波观测�o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�o必须达到一定的功率电平�o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�o000倍�o并变换成较低频率(中频)�o然后用电缆将其传送至控制室�o在那里再进一步放大�p检波�o最后以适于特定研究的方式进行记录�p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 问题四：射电望远镜接收的是天体发出的什么 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 40m射电望远镜 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�o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�p检波，最后以适于特定研究的方式进行记录、处理和显示。 望采纳 问题五：射电望远镜有什么作用？ 你好。 射电望远镜 简介 射电望远镜（radio telescope）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�p处理和显示系统等。2012年10月28日，亚洲最大的全方位可转动射电望远镜在上海天文台正式落成。这台射电望远镜的综合性能排名亚洲第一、世界第四，能够观测100多亿光年以外的天体，将参与我国探月工程及各项深空探测。 基本原理 经典射电望远镜[1-2]的基本原理[3]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�o000倍�o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�p检波，最后以适于特定研究的方式进行记录�p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! 射电望远镜是主要接收天体射电波段辐射的望远镜。射电望远镜的外形差别很大，有固定在地面的单一口径的球面射电望远镜，有能够全方位转动的类似卫星接收天线的射电望远镜，有射电望远镜阵列，还有金属杆制成的射电望远镜! 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线电波。随后美国人格罗特・雷伯在自家的后院建造了一架口径9.5米的天线，并在1939年接收到了来自银河系中心的无线电波，并且根据观测结果绘制了第一张射电天图。射电天文学从此诞生。雷伯使用的那架天线是世界上第一架专门用于天文观测的射电望远镜! 20世纪60年代天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子，被称为“四大发现”。这四项发现都与射电望远镜有关! 天文望远镜的极限分辨率取决于望远镜的口径和观测所用的波长。口径越大，波长越短，分辨率越高。由于无线电波的波长要远远大于可见光的波长，因此射电望远镜的分辨本领远远低于相同口径的光学望远镜，而射电望远镜的天线又不能无限做大。这在射电天文学诞生的初期严重阻碍了射电望远镜的发展! 1960年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁・赖尔（Ryle）利用干涉的原理，发明了综合孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。其基本原理是：用相隔两地的两架射电望远镜接收同天体的无线电波，两束波进行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口径相当于两地之间距离的单口径射电望远镜。赖尔因为此项发明获得1974年诺贝尔物理学奖! 射电天文学领域已经广泛应用长基线的干涉技术，把遍布全球的射电望远镜综合起来，获得了等效口径相当于地球直径量级的射电望远镜。美国建设了VLBA，欧洲建设了EVN，二者组成了国际VLBI网! 基本指标 射电天文......>> 问题六：射电望远镜有什么用途 望远镜分好几个波段，有可见光，和不可见光的红外、紫外、当然也有波长一点的典型的微波。射电望远镜可以收集微波信息，如果使用阵列天线（昆虫复眼）可以收集的更多的信息，经过计算机处理后可以得到这个波段的图像供科学家进行研究。 比如奇妙天体黑洞在吞噬物质时发放出的射电信息。 问题七：中国最大的射电望远镜有什么用途 主要用途是巡天 问题八：射电望远镜可以观测到什么,可能会有什么成就？ 贵州的望远镜建成后中国将是全球看得最远最清的国家，它能看到的就多了，比如最早期的宇宙，暗物质，脉冲星，黑洞，甚至有希望发现传说的奇异星和夸克星，也可用来监听来自宇宙的电波寻找外星人，当然它的用途最主要是服务于中国的航天事业，打造中国自己的“深空网络”，美国的新地平线号远在冥王星也能传回照片，靠的就是美国强大的深空网络。中国以后登月，去八大行星飞出太阳系都得靠它了。成就嘛，这个就难说了，得用过才知道。至于很多人问“这有毛用？”这个更没啥好说了，对这些人来说不关他们事的都是没啥卵用的。。

射电望远镜（radio telescope）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.2012年10月28日,亚洲最大的全方位可转动射电望远镜在上海天文台正式落成.这台射电望远镜的综合性能排名亚洲第一、世界第四,能够观测100多亿光年以外的天体,将参与我国探月工程及各项深空探测. 经典射电望远镜[1-2] 的基本原理[3] 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 40m射电望远镜 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! 射电望远镜是主要接收天体射电波段辐射的望远镜.射电望远镜的外形差别很大,有固定在地面的单一口径的球面射电望远镜,有能够全方位转动的类似卫星接收天线的射电望远镜,有射电望远镜阵列,还有金属杆制成的射电望远镜!

射电望远镜研究射电波是对的。巨大的望远镜外形与卫星天线相似，犹如一只巨大的“天眼”，将探测遥远、神秘的“地外文明”。千百年来人类大多是通过可见光波段观测宇宙。事实上，天体的辐射覆盖整个电磁波段，而可见光只是其中人类可以感知的一部分。该射电望远镜可以用来监听外太空的宇宙射电波，其中包括可能来自其他智能生命的“人工电波”；在电力充足的条件下，这只巨大的“天眼”还能发送电波信号。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。20世纪60年代天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子，被称为“四大发现”。这四项发现都与射电望远镜有关。

射电天文学的解释又名无线电天文学。天文学的一个分科。应用无线电技术观测天体和星际 物质 所发射或反射的无线电波而进行天文 研究 的一门学科。 词语分解 天文学的解释 研究天体、宇宙的结构和发展的科学，包括天体的构造、 性质 和运行的 规律 等。

简单说，传统望远镜是接收光波；而射电望远镜是接收除光波外的其它电磁波。它其实就是一个电波接收天线。一般是一个巨大的抛物面天线，或由多个天线组成的天线组。因为我们知道天体不仅发出光线，而且会发出各种波段的电磁波。用射电望远镜就可以观察到那些波段。这样就让我们的视野更加广阔。

射电望远镜（radio telescope）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。基本原理　　经典射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜[1]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 40m射电望远镜大于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

射电天文学诞生于上世纪30年代。与以接收可见光进行工作的光学望远镜不同，射电望远镜是靠接收天体发出的无线电波(天文学上称为“射电辐射”)来工作的。由于无线电波可穿透宇宙中大量存在而光波又无法通过的星际尘埃介质，因而射电望远镜可以透过星际尘埃观测更遥远的未知宇宙和对我们已知的星际世界做更深入的了解。同时，由于无线电波不太会受光照和气候的影响，射电望远镜几乎可以全天候、不间断地工作。本世纪天文学中著名的四大发现，都是利用射电望远镜发现的，诺贝尔奖历史上明确定名为天文学奖的7个奖项中，有5项都是基于射电望远镜的观测成果。射电天文学已成为诺贝尔奖的摇篮。

射电望远镜（radio telescope）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。

射电望远镜的原理与卫星电视天线接收器的原理大同小异，它通过接收来自遥远天体的电磁辐射信号，分析其强度，频谱和偏振来进行研究。其主要有两个基本指标——分辩率和灵敏度。从光学中，我们知道望远镜的分辩率与波长λ成正比，与望远镜的口径D成反比。由于光学望远镜是工作在波长为微微米的数量级上，而射电望远镜工作在毫米数量级上，之间相差10000倍，那么要达到同样的分辩率，射电望远镜的口径（孔径）就要比光学望远镜大一万倍。好在，由于运用了射电干涉仪，可以用相距很远两地的射电望远镜之间的直线距离代替望远镜的真实孔径。这种技术叫做甚长基线干涉。它可以使有效口径大到几千公里甚至更远，从而大大提高了分辩率，使人们有可能看到天体的精细结构。然而有得必有失，灵敏度在分辩率提高的同时却降低了。灵敏度取决于射电望远镜的有效面积，天线造的越大，其灵敏度越高。然而由于射电干涉仪的运用，我们用两地望远镜之间的直线（基线）长度来代替真实孔径，却没有增大与其对应的天线的有效面积，从而使射电望远镜灵敏度成倍下降，这也就决定了射电天文学的研究对象——主要是对高能天体观测以及对射电天文谱线的分析。

射电望远镜（radio telescope）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。

不知道

射电望远镜是接收天体射出的无线电波的望远镜。它由两部分组成：一面或多面天线和一台灵敏度很高的无线电接收机。天线所起的作用相当于光学天文望远镜的透镜或反射镜。接收机的作用是把从天线传来的无线电波放大，并转变成能用仪器记录的信号或对无线电波进行拍照。

“快速射电暴”FRB是一种以频率和强度惊人的无线电波暴发，它们来自于未知的遥远银河系外，持续时间只有短暂的几毫秒，但携带的能量甚至达到了太阳能量的数百万倍。从人类发现了“快速射电暴”(FRB)以来，这种天文现象的神秘来源一直困扰着天文学家。一直以来，人类捕捉到的FRB都是稍纵即逝的，但是编号为FRB121102的快速射电暴则具有与众不同的反复暴发的特性。这究竟是普遍现象还是巧合呢？一个团队目前正在研究距离地球30亿光年的FRB121102，这是目前唯一检测到重复信号的快速射电暴。科学家发现这个信号处于强磁场环境中，而如此之强的磁场之前只在靠近银河系中心的一个中子星附近检测到过，这颗中子星非常靠近银河中心的超大质量黑洞。“有史以来第一次，我们对射电暴的源头所处的环境有了些了解，那可是30亿光年外。”论文共同作者，康奈尔大学的Shami Chatterjee说道。“我们意识到这是两个极为奇异的天体的叠加效应：我们需要一颗前所未有的磁星，而且我们需要把它放在一个大质量黑洞的旁边。但是在我们所处的星系中确实有类似这样的例子。”不过，天文学家没有发现靠近银河系中心的那颗磁星发出FRB，目前观测到的FRB来源通常都非常遥远。FRB信号十分奇特的性质证明它们确实离我们很遥远，它们发出的无线电波在穿过充斥在恒星和星系之间的气体云和电子时出现了色散，色散的程度和它们到我们的距离成正比。这说明FRB可以作为探测宇宙结构的最佳工具，研究人员不仅可以知道某个FRB源头距离我们有多远，还可以知道从射电源到我们这里经过了多少星际和星系物质。

位于美国新墨西哥州的综合孔径射电望远镜甚大天线阵（VLA）。1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国美国无线电工程师卡尔·央斯基(Karl Guthe Jansky)发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河系中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的 “扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辨率和灵敏度的历史。自从杨斯基宣布接收到银河系的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的 “铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。1946年﹐英国曼彻斯特大学开始建造直径66.5米的固定抛物面射电望远镜﹐1955年建成当时世界上最大的76米直径的可转抛物面射电望远镜。与此同时﹐澳﹑美﹑苏﹑法﹑荷等国也竞相建造大小不同和形式各异的早期射电望远镜。除了一些直径在10米以下﹑主要用于观测太阳的设备外﹐还出现了一些直径20～30米的抛物面望远镜﹐发展了早期的射电干涉仪和综合孔径射电望远镜。六十年代以来﹐相继建成的有美国国立射电天文台的42.7米﹑加拿大的45.8米﹑澳大利亚的64米全可转抛物面﹑美国的直径 305米固定球面﹑工作于厘米和分米波段的射电望远镜（见固定球面射电望远镜）以及一批直径10米左右的毫米波射电望远镜。因为可转抛物面天线造价昂贵﹐固定或半固定孔径形状（包括抛物面﹑球面﹑抛物柱面﹑抛物面截带）的天线的技术得到发展﹐从而建成了更多的干涉仪和十字阵（见米尔斯十字）。1962年 Ryle 发明了综合孔径射电望远镜并获得了1974年诺贝尔物理学奖。射电天文技术最初的起步和发展得益于二战后大批退役雷达的军转民用。射电望远镜和雷达的工作方式不同，雷达是先发射无线电波再接收物体反射的回波，射电望远镜只是被动地接收天体发射的无线电波.。20世纪50、60年代，随着射电技术的发展和提高，人们研究成功了射电干涉仪，甚长基线干涉仪，综合孔径望远镜等新型的射电望远镜射电干涉技术使人们能更有效地从噪音中提取有用的信号；甚长基线干涉仪通常是相距上千公里的。几台射电望远镜作干涉仪方式的观测，极大地提高了分辨率。六十年代末至七十年代初﹐不仅建成了一批技术上成熟﹑有很高灵敏度和分辨率的综合孔径射电望远镜﹐还发明了有极高分辨率的甚长基线干涉仪这种所谓现代射电望远镜。另一方面还在计算技术基础上改进了经典射电望远镜天线的设计﹐建成直径100米的大型精密可跟踪抛物面射电望远镜（德意志联邦共和国波恩附近。上世纪80年代以来，欧洲的VLBI网﹑美国的VLBA阵﹑日本的空间VLBI相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们的灵敏度﹑分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。其中，美国的超常基线阵列（VLBA）由10个抛物天线组成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍。它所达到的分辨率相当让一个人站在纽约看洛杉矶的报纸。今天射电的分辨率高于其它波段几千倍，能更清晰地揭示射电天体的内核；综合孔径技术的研制成功使射电望远镜具备了方便的成像能力，综合孔径射电望远镜相当于工作在射电波段的照相机。为了更加清晰的接受到宇宙的信号，科学家们建议把射电望远镜搬到太空。2015年02月10日，科学家正计划从地球向宇宙发射信息，希望主动与太阳系其他生命取得联系，获取它们的信号。天文学家将通过射电望远镜把信号发射到数百个遥远的星系，希望获得开创性发现。这个计划由加利福尼亚州“地外智能生物搜索研究所”科学家负责。他们认为这个计划是人类太空探索的重要一步。如果计划进展顺利，距地球20光年的太空区域将收到这些信息。

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。射电望远镜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组成。天线阵将收集到的天体电波，经过馈电线送到接收机上。这架接收机同日常收音机的原理相似，实质上也是个放大器，它首先将微弱的天体电波高倍放大，再进行检波，让高频能量转变为低频形式，最后送到记录仪器上记录下来，或在示波器上显示出来。为了要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，适当时将比较源讯号输入接收机，以便比较。射电望远镜特点优势：射电望远镜与光学望远镜不同，它既没有高高竖起的望远镜镜筒，也没有物镜，目镜，它由天线和接收系统两大部分组成。巨大的天线是射电望远镜最显著的标志，它的种类很多，有抛物面天线，球面天线，半波偶极子天线，螺旋天线等。最常用的是抛物面天线。天线对射电望远镜来说，就好比是它的眼睛，它的作用相当于光学望远镜中的物镜。它要把微弱的宇宙无线电信号收集起来，然后通过一根特制的管子（波导）把收集到的信号传送到接收机中去放大。接收系统的工作原理和普通收音机差不多，但它具有极高的灵敏度和稳定性。接收系统将信号放大，从噪音中分离出有用的信号，并传给后端的计算机记录下来。记录的结果为许多弯曲的曲线，天文学家分析这些曲线，得到天体送来的各种宇宙信息。

星系光学体的两侧有两个射电子源的射电源。

1974年，美国的赫尔斯和泰勒发现了第一颗射电脉冲双星PSR1913＋1，回答问题也是劳动，希望您尊重我们的劳动成果。

1931年，一位名叫扬斯基的美国工程师，在他的无线电接收机上收到了一种来历不明的无线电波。这种电波每天出现，出现的周期正好等于地球相对于恒星自转一周的时间。后来经研究证实，这是来自银河中心的电波。不仅如此，宇宙中的许多天体都像电台一样向外发射较强的无线电波，并能被地球的射电望远镜接收到，这就是所谓的射电源。 已经发现的射电源3万多个,但能够与光学方法观测到的天体对应起来的还不多。已证认出的天体有超新星遗迹、银河星云、星系、类星体、活动星系核和少数恒星等。实际上大多数天体都可能是弱射电源，但可供研究的只是地球上能测出射电的射电源。可以按距离把它们分成两类：第一类是太阳系外、银河系内的射电源，分布于银道面附近；第二类是银河系外的射电源，散布在整个天空中。也可以根据视角径大小分为致密源和展源两种。非分立的宇宙射电通常称为背景射电。　银河系射电源 　银河系内最强的射电源中，一种是超新星正在膨胀的热气壳（例如蟹状星云）；另一种是称为银河星云的热电离氢区(НⅡ区);还有一种称为射电星，包括脉冲星、射电新星、红矮耀星(简称耀星)、红超巨星及其蓝矮伴星、X射线星和特殊双星系统等。发现的射电星数目还不多，例如脉冲星有300多个,耀星有近千个,射电新星只有1个，已发现的类型也不多。此外，银河系内许多分子云也是分立射电源。河外射电源 　河外射电源的类型很多。第一种是正常射电星系，像仙女星系这样的所有邻近旋涡星系，在射电波段它们的辐射同银河系类似。它们具有从旋臂中的氢云发出的同步加速辐射和中性氢21厘米谱线辐射。正常射电星系在射电波段的平均辐射功率为1037～1041尔格/秒，只及可见光波段输出功率的百万分之一。第二种射电源是特殊射电星系。它们的射电功率比正常射电星系强102～106倍，近于或大于星系的全部光学功率，因此称为特殊射电星系。有些特殊射电星系在光学上与正常星系相似，但另一些则具有特殊性质。例如，一个位于室女星系团中的巨型椭圆星系M87,它发出的射电功率比典型的亮星系强几千倍。这个星系在长时间曝光的照片上看起来象正常星系，而在短时间曝光的照片上可以看到从星系中心发出一个明亮喷射物。特殊射电星系的结构各不相同。有些射电源的射电来自一个单一小区，少数射电源具有明亮的中心源，周围有较大的延伸射电区,后者称为核-晕射电源。特殊射电星系大多数是具有射电双源的椭圆星系，其射电来自星系的光学像两旁的两个延伸区(见河外射电双源和多重源)。半人马座中的星系 NGC5128则更复杂，它有两对射电子源，内部的一对强源重叠在星系的光学像上，另一对不对称的较大的源具有较大的间距。第三种是类星射电源。有许多类星射电源的射电来自范围小于 1光年的中心区的爆发。有些类星射电源具有小的中心源和两个延伸的云，从中心源来的射电通常随时间作缓慢的变化。类星射电源发出比正常星系高达100万倍的射电功率。它们具有很大的谱线红移,如果认为红移就是视向速度的反映，则它们可能是迄今所知最遥远的天体。三十多年来编制了多种射电源表，记载了已经观测到的射电源的基本资料。

第一个发现宇宙射电的人是史斯基，他是美国贝尔电话实验室的一位年轻无线电工程师。史斯基生于1905年，23岁时进入贝尔电话实验室工作，专门负责搜索和鉴别电话的干扰信号。1931年，他在设法排除电话中的干扰信号时，偶然发现了一种十分微弱但又十分稳定的噪声，而且它的最大值出现周期与地球的自转周期相同，正好为23小时56分04秒。他经过一年多的研究，断言这种无线电辐射来自银河系的中心。由此人们认为，史斯基是射电天文学的创始者和奠基人。宇宙射电的发现，使射电天文学向前迈了一大步。

天线感应电磁波，并将感应得到的信号转化为电压信号。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。20世纪60年代天文学取得了四项非常重要的发现： 脉冲星、 类星体、 宇宙微波背景辐射、 星际有机分子，被称为“四大发现”。这四项发现都与射电望远镜有关。2012年10月28日，亚洲最大的全方位可转动射电望远镜在上海天文台正式落成。这台射电望远镜的综合性能排名亚洲第一、世界第四，能够观测100亿光年以外的天体，将参与我国 探月工程及各项深空探测。被誉为“ 中国天眼”的500米口径球面射电望远镜是世界最大单口径、最灵敏的射电望远镜，2016年9月在贵州落成。射电望远镜是主要接收天体射电 波段辐射的望远镜。射电望远镜的外形差别很大，有固定在地面的单一口径的球面射电望远镜，有能够全方位转动的类似卫星接收天线的射电望远镜，有射电望远镜阵列，还有金属杆制成的射电望远镜。

科学家通过“中国天眼”FAST发现了迄今为止唯一一例持续活跃的重复快速射电暴FRB 20190520B，并将其定位于一个距离我们30亿光年的矮星系。这一发现对于更好理解快速射电暴这一宇宙神秘现象具有重要意义。

值得注意的是，应用射电天文手段观测到的天体，往往与天文世界中能量的迸发有关：规模最“小”的如太阳上的局部爆发、一些特殊恒星的爆发，较大的如演化到晚期的恒星的爆炸，更大的如星系核的爆发等等，都有强烈的射电反应。而在宇宙中能量迸发最剧烈的天体，包括射电星系和类星体，每秒钟发出的无线电能量估计可达太阳全部辐射的一千亿倍乃至百万亿倍以上。这类天体有的包含成双的射电源，有的伸展到周围很远的空间。有些处在核心位置的射电双源，以视超光速的速度相背飞离。这些发现显然对于研究星系的演化具有重大的意义。高能量的河外射电天体，即使处在非常遥远的地方，也可以用现代的射电望远镜观测到。这使得射电天文学探索到的宇宙空间达到过去难以企及的深处。这一类宇宙无线电波都属于“非热辐射”，有别于光学天文中常见的热辐射(见热辐射和非热辐射)。对于星系和类星体，非热辐射的主要起因，是大量电子以接近于光速的速度在磁场中的运动。许多观测事实都支持这种见解。但是，这些射电天体如何产生并不断释放这样巨大的能量，而这种能量如何激起大量近于光速的电子，则是当前天文学和物理学中需要解决的重大课题。天体无线电波还可能来自其他种类的非热辐射。日冕中等离子体波转化成的等离子体辐射就是一例。而在光学天文中所熟悉的那些辐射，也同样能够在无线电波段中产生。例如，太阳上的电离大气以及银河系的电离氢区所发出的热辐射，都是理论上预计到的。微波背景的2.7K热辐射，虽然是一个惊人的发现，但它的机制却是众所熟知的。光谱学在现代天文中的决定性作用，促使人们寻求无线电波段的天文谱线。五十年代初期，根据理论计算，测到了银河系空间中性氢21厘米谱线。后来，利用这条谱线进行探测，大大增加了人们对于银河系结构（特别是旋臂结构）和一些河外星系结构的知识。氢谱线以外的许多射电天文谱线是最初没有料到的。1963年测到了星际羟基的微波谱线。六十年代末又陆续发现了氨、水和甲醛等星际分子射电谱线。在七十年代，主要依靠毫米波（以及短厘米波）射电天文手段发现的星际分子迅速增加到五十多种，所测到的分子结构愈加复杂，有的链长超过10个原子。这些分子大部分集中在星云中。它们的分布，有的反映了银河系的大尺度结构，有的则与恒星的起源有关。研究这些星际分子，对于探索宇宙空间条件下的化学反应将有深刻影响。三十多年来，随着观测手段的不断革新，射电天文学在天文领域的各个层次中都作出了重要的贡献。在每个层次中发现的天体射电现象，不仅是光学天文的补充，而且常常越出原来的想象，开辟新的研究领域。

让我们走进太空——1937年射电望远镜的发明1937年，英国的雷伯建成世界上第一架射电望远镜，对射电天文学的早期发展起了极重要的作用，人类探究太空的“远”的极限得以扩展。众所周知，人的肉眼能见到的东西是十分有限的。世界上存在着无数肉眼看不见的微观世界和宏观世界。显微镜和望远镜扩展和延伸了人的视觉。这里我们专门要说的是——打开了通向宇宙的窗户，使“望远”的极限得以扩展的射电望远镜。接收天体射电波的仪器，统称射电望远镜。1937年，英国的雷伯建成世界上第一架射电望远镜，对射电天文学的早期发展起了极重要的作用。它使得人类观测宇宙的能力大大提高，而且为直接进入太空研究宇宙奠定了基础。射电望远镜通常按天线的结构，分成几个类型：抛物面天线射电望远镜、射电干涉仪和综合孔径系统等。射电望远镜主要由定向天线或天线阵、馈电线、高灵敏度接收机、记录仪或示波器组成。天线阵将收集到的天体电波，经过馈电线送到接收机上。接收机同日常收音机的原理相似，实质上也是个放大器，它首先将微弱的天体电波高倍放大，再进行检波，让高频能量转变成低频形式，最后送到记录仪器上记录下来，或在示波器上显示出来。一般来说，天线的直径越大，接收的射电波越多，角分辨率也越大。人眼能够看得清、分得开的两个物点的角距大约是1角分(1度等于60角分)，如果两个物点靠得很近，它们的角距小于1角分，那就分辨不出来，只看成是一个物点。因此1角分就是人眼的分辨率。若用口径为120厘米折反射望远镜去观测，分辨角约为1角秒(1角分等于60角秒)，比人眼的分辨率要高60倍。有的天线看起来就像是一个巨大的“碗”。天线用金属制成，而且可以转动，以便指向天空的任一方向，并进行跟踪。目前世界上最大的全可动抛物面天线射电望远镜的天线直径已达100米。它的可动部分重3200吨，100米直径天线的分辨率约为33角秒，相当于从125米外看一枚2分硬币。人类为了摆脱厚厚的大气层对天文观测的影响，一方面选择海拔高、观测条件好的地方建立天文台，另一方面设法把天文望远镜搬上天空。自1957年第一颗人造卫星上天后，各国先后发射了数以百计的人造卫星及宇宙飞行器用于天文观测。像美国的“天空实验室”就拍摄了17.5万多幅太阳图像，还观测了科胡特克彗星。著名的哈勃太空望远镜，是迄今为止发射上天直径最大的望远镜，总长12.8米，是一座完整的“太空天文台”，可以独立完成许多天文研究工作。比如能够单个地观测星群中的任何一颗星，能研究和确定宇宙的大小和起源，以及宇宙的年龄、距离标度等等。它能使人类观测宇宙的视野扩大350倍，使人类看到宇宙中140亿光年前发出的光。人们把它的诞生看作和伽利略望远镜一样，是天文学走向空间时代的一个里程碑。

射电天文学是利用射电望远镜接收到的宇宙天体发出的无线电信号，研究天体的物理、化学性质的一门学科。与以接收可见光进行工作的光学望远镜不同，射电望远镜是靠接收天体发出的无线电波（天文学上称为“射电辐射”）来工作的。

你好。射电望远镜简介射电望远镜（radiotelescope）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。2012年10月28日，亚洲最大的全方位可转动射电望远镜在上海天文台正式落成。这台射电望远镜的综合性能排名亚洲第一、世界第四，能够观测100多亿光年以外的天体，将参与我国探月工程及各项深空探测。基本原理经典射电望远镜[1-2]的基本原理[3]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!射电望远镜是主要接收天体射电波段辐射的望远镜。射电望远镜的外形差别很大，有固定在地面的单一口径的球面射电望远镜，有能够全方位转动的类似卫星接收天线的射电望远镜，有射电望远镜阵列，还有金属杆制成的射电望远镜!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线电波。随后美国人格罗特·雷伯在自家的后院建造了一架口径9.5米的天线，并在1939年接收到了来自银河系中心的无线电波，并且根据观测结果绘制了第一张射电天图。射电天文学从此诞生。雷伯使用的那架天线是世界上第一架专门用于天文观测的射电望远镜!20世纪60年代天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子，被称为“四大发现”。这四项发现都与射电望远镜有关!天文望远镜的极限分辨率取决于望远镜的口径和观测所用的波长。口径越大，波长越短，分辨率越高。由于无线电波的波长要远远大于可见光的波长，因此射电望远镜的分辨本领远远低于相同口径的光学望远镜，而射电望远镜的天线又不能无限做大。这在射电天文学诞生的初期严重阻碍了射电望远镜的发展!1960年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁·赖尔（Ryle）利用干涉的原理，发明了综合孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。其基本原理是：用相隔两地的两架射电望远镜接收同天体的无线电波，两束波进行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口径相当于两地之间距离的单口径射电望远镜。赖尔因为此项发明获得1974年诺贝尔物理学奖!射电天文学领域已经广泛应用长基线的干涉技术，把遍布全球的射电望远镜综合起来，获得了等效口径相当于地球直径量级的射电望远镜。美国建设了VLBA，欧洲建设了EVN，二者组成了国际VLBI网!基本指标射电天文所研究的对象﹐有太阳那样强的连续谱射电源﹐有辐射很强但极其遥远因而角径很小的类星体﹐有角径和流量密度都很小的恒星﹐也有频谱很窄﹑角径很小的天体微波激射源等。为了检测到所研究的射电源的信号﹐将它从邻近背景源中分辨出来﹐并进而观测其结构细节﹐射电望远镜必须有足够的灵敏度和分辨率。灵敏度灵敏度是指射电望远镜"最低可测"的能量值，这个值越低灵敏度越高。为提高灵敏度常用的法有降低接收机本身的固有噪声，增大天线接收面积，延长观测积分时间等。分辨率是指区分两个彼此靠近射电源的能力，分辨率越高就能将越近的两个射电源分开。那么，怎样提高射电望远镜的分辨率呢？对单天线射电望远镜来说，天线的直径越大分辨率越高。但是天线的直径难于作得很大，目前单天线的最大直径小于300米，对于波长较长的射电波段分辨率仍然很低。因此就提出了使用两架射电望远镜构成的射电干涉仪。对射电干涉仪来说，两个天线的最大间距越大分辨率越高。另外，在天线的直径或者两天线的间距一定时，接收的无线电波长越短分辨率越高。拥有高灵敏度。高分辨率的射电望远镜，才能让我们在射电波段"看"到更远，更清晰的宇宙天体。分辨率分辨率指的是区分两个彼此靠近的相同点源的能力﹐因为两个点源角距须大于天线方向图的半功率波束宽度时方可分辨﹐故宜将射电望远镜的分辨率规定为其主方向束的半功率宽。为电波的衍射所限﹐对简单的射电望远镜﹐它由天线孔径的物理尺寸D和波长λ决定。

射电望远镜是通过接收天体的射电辐射来进行天文研究的,本身是不发射辐射的,所以对人体健康是没有危害的.而进行拆迁的的目的就是减少周边居民区对射电望远镜的干扰,因为家用电器等都会产生辐射.

接收天体射电波的仪器，统称为射电望远镜。射电望远镜通常按天线的结构，分成几个类型：抛物面天线射电望远镜、射电干涉仪、甚长基线干涉仪和综合孔径系统等。射电望远镜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组成。天线阵将收集到的天体电波，经过馈电线送到接收机上。这架接收机同日常收音机的原理相似，实质上也是个放大器，它首先将微弱的天体电波高倍放大，再进行检波，让高频能量转变为低频形式，最后送到记录仪器上记录下来，或在示波器上显示出来。为了要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，适当时将比较源讯号输入接收机，以便比较。

　　射电不是电磁辐射； 　　携带者温度很低的天体的信息，紫外线，只剩下可见光和部分紫外线和无线电波； 　　无线电波是长波，无线电波，电磁辐射从波长从短到长归类为伽马射线，可见光，红外线，射电望远镜不但可以观测连续谱的恒星，而射电是无线电波的一种。

射电星系是指有明显的射电辐射的星系（10～10赫范围内射电功率为1037～1041尔格/秒）。射电星系大多是椭圆星系(E)﹑巨型椭圆星系(D)。探测到射电辐射的星系。一般的星系都有射电辐射。通常系指发出强烈的射电辐射（比一般1的星系强102～106倍）的星系。射电星系的射电连续谱一般为幂律谱，且有偏振，谱指数平均为0.75。射电辐射具有非热性质，起源于相对论性电子在磁场中运动时产生的同步加速辐射。有些射电星系的射电辐射流量和偏振常有变化。射电星系的射电形态多种多样，可分为致密型、核晕型、双瓣型、头尾型和包含多个子源的复杂性。射电星系大多为椭圆星系、巨椭圆星系和超巨椭圆星系。射电星系的光谱很像塞佛特星系，多数类似于Ⅱ型塞佛特星系，少数类似于Ⅰ型塞佛特星系。不过，塞佛特星系却是旋涡星系。射电星系同其他也发出强烈射电辐射的星系，如类星体、N型星系、塞佛特星系、蝎虎座BL型天体等的关系，尚有待研究。有些射电星系还发出强烈的红外辐射和X射线。

射电不等于电辐射

本题原题为：射电天文学开始于什么年代？（）A、20世纪初B、20世纪30年代C、20世纪60年代D、20世纪90年代本题答案为B。射电天文学诞生于20世纪30年代，半个多世纪来，发展十分神速。20世纪60年代四大天文发现——类星体、脉冲星、星际分子和微波背景辐射，都是用射电天文手段获得的。当前，射电观测手段无论在灵敏度和空间分辨率方面，还是在成像技术方面，其水平都不亚于地面光学手段，在天文领域的各个层次中都作出了重要贡献，开辟了新的研究领域。

一般的天文望远镜，只能观测到其他天体发出的可见光，因此叫做光学天文望远镜。它对电波无法接受。所谓射电望远镜，实际上是用来测量从天空中各个方向发来的射电能量的一种天文仪器。它具有高定向性天线和相应的电子设备。因此有人说，射电望远镜与其称它为望远镜，倒不如说是雷达接收天线。现在世界上最大的射电望远镜，其直径有100米，面积有足球场那么大，真可谓庞然大物。用一般望远镜只能看到可见光现象，而射电望远镜则可以观测到天体的射电现象。由于射电望远镜的发明，使天文学有了飞速发展。它揭示了宇宙中许多奇妙现象。例如通过射电望远镜，人们发现了天鹅座A的射电星系，它每秒钟发出的射电能量要比太阳每秒钟发出的能量强1亿亿倍以上，是迄今发现的最大射电星系，而用光学望远镜对它却是一无所知。此外，用射电望远镜还发现了类星体、脉冲星、星际有机分子和微波背景辐射。可见射电望远镜的作用是很大的。

射电望远镜的原理与卫星电视天线接收器的原理大同小异，它通过接收来自遥远天体的电磁辐射信号，分析其强度，频谱和偏振来进行研究。其主要有两个基本指标——分辩率和灵敏度。从光学中，我们知道望远镜的分辩率与波长λ成正比，与望远镜的口径D成反比。由于光学望远镜是工作在波长为微微米的数量级上，而射电望远镜工作在毫米数量级上，之间相差10000倍，那么要达到同样的分辩率，射电望远镜的口径（孔径）就要比光学望远镜大一万倍。好在，由于运用了射电干涉仪，可以用相距很远两地的射电望远镜之间的直线距离代替望远镜的真实孔径。这种技术叫做甚长基线干涉。它可以使有效口径大到几千公里甚至更远，从而大大提高了分辩率，使人们有可能看到天体的精细结构。然而有得必有失，灵敏度在分辩率提高的同时却降低了。灵敏度取决于射电望远镜的有效面积，天线造的越大，其灵敏度越高。然而由于射电干涉仪的运用，我们用两地望远镜之间的直线（基线）长度来代替真实孔径，却没有增大与其对应的天线的有效面积，从而使射电望远镜灵敏度成倍下降，这也就决定了射电天文学的研究对象——主要是对高能天体观测以及对射电天文谱线的分析。 射电望远镜是接收天体射出的无线电波的望远镜。它由两部分组成：一面或多面天线和一台灵敏度很高的无线电接收机。天线所起的作用相当于光学天文望远镜的透镜或反射镜。接收机的作用是把从天线传来的无线电波放大，并转变成能用仪器记录的信号或对无线电波进行拍照。 电磁波信号，主要是微波波段——频率为GHz量级，波长为厘米或毫米级。光波波段频率更高，波长更短（几百纳米）。 1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的 “扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辩率和灵敏度的历史。 自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的 “铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。 射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的基本设备，它包括：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，处理和显示系统等等。射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相信，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集。因此，射电望远镜的天线大多是抛物面。 射电观测是在很宽的频率范围内进行，检测和信息处理的射电技术又较光学波希灵活多样，所以，射电望远镜种类更多，分类方法多种多样。例如按接收天线的形状可分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物面截带、喇、螺旋 、行波、天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多束等射电望远镜；按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、日象等射电望远镜；按工作类型又可分为全功率、扫频、快速成像等类型的射电望远镜。

射电望远镜 目录·简介 ·基本原理 ·基本指标 ·简史和现状 ·类型 ·特点优势 ·主要的射电望远镜 ·展望 简介 射电望远镜（radio telescope）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。 基本原理 经典射电望远镜的基本原理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。 基本指标 射电天文所研究的对象，有太阳那样强的连续谱射电源，有辐射很强但极其遥远因而角径很小的类星体，有角径和流量密度都很小的恒星，也有频谱很窄、角径很小的天体微波激射源等。为了检测到所研究的射电源的信号，将它从邻近背景源中分辨出来，并进而观测其结构细节，射电望远镜必须有足够的灵敏度和分辨率。 灵敏度和分辨率是衡量射电望远镜性能的两个重要指标。灵敏度是指射电望远镜"最低可测"的能量值，这个值越低灵敏度越高。为提高灵敏度常用的办法有降低接收机本身的固有噪声，增大天线接收面积，延长观测积分时间等。分辨率是指区分两个彼此靠近射电源的能力，分辨率越高就能将越近的两个射电源分开。那么，怎样提高射电望远镜的分辨率呢？对单天线射电望远镜来说，天线的直径越大分辨率越高。但是天线的直径难于作得很大，目前单天线的最大直径小于300米，对于波长较长的射电波段分辨率仍然很低。因此就提出了使用两架射电望远镜构成的射电干涉仪。对射电干涉仪来说，两个天线的最大间距越大分辨率越高。另外,在天线的直径或者两天线的间距一定时，接收的无线电波长越短分辨率越高。拥有高灵敏度。高分辨率的射电望远镜，才能让我们在射电波段"看"到更远，更清晰的宇宙天体。 分辨率指的是区分两个彼此靠近的相同点源的能力，因为两个点源角距须大于天线方向图的半功率波束宽度时方可分辨，故宜将射电望远镜的分辨率规定为其主方向束的半功率宽 。 为电波的衍射所限，对简单的射电望远镜，它由天线孔径的物理尺寸D 和波长λ决定。 简史和现状 1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的 “扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辨率和灵敏度的历史。 自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的 “铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。 1946年，英国曼彻斯特大学开始建造直径66.5米的固定抛物面射电望远镜，1955年建成当时世界上最大的76米直径的可转抛物面射电望远镜。与此同时，澳、美、苏、法、荷等国也竞相建造大小不同和形式各异的早期射电望远镜。除了一些直径在10米以下、主要用于观测太阳的设备外，还出现了一些直径20～30米的抛物面望远镜，发展了早期的射电干涉仪和综合孔径射电望远镜。六十年代以来，相继建成的有美国国立射电天文台的42.7米、加拿大的45.8米、澳大利亚的64米全可转抛物面、美国的直径 305米固定球面、工作于厘米和分米波段的射电望远镜(见固定球面射电望远镜)以及一批直径10米左右的毫米波射电望远镜。因为可转抛物面天线造价昂贵，固定或半固定孔径形状(包括抛物面、球面、抛物柱面、抛物面截带)的天线的技术得到发展，从而建成了更多的干涉仪和十字阵(见米尔斯十字)。 1962年 Ryle 发明了综合孔径射电望远镜并获得了1974年诺贝尔物理学奖。 射电天文技术最初的起步和发展得益于二战后大批退役雷达的"军转民用"。射电望远镜和雷达的工作方式不同,雷达是先发射无线电波再接收物体反射的回波，射电望远镜只是被动地接收天体发射的无线电波.。20世纪50、60年代，随着射电技术的发展和提高，人们研究成功了射电干涉仪，甚长基线干涉仪，综合孔径望远镜等新型的射电望远镜射电干涉技术使人们能更有效地从噪音中提取有用的信号；甚长基线干涉仪通常是相距上千公里的。几台射电望远镜作干涉仪方式的观测,极大地提高了分辨率。 六十年代末至七十年代初，不仅建成了一批技术上成熟、有很高灵敏度和分辨率的综合孔径射电望远镜，还发明了有极高分辨率的甚长基线干涉仪这种所谓现代射电望远镜。另一方面还在计算技术基础上改进了经典射电望远镜天线的设计，建成直径100米的大型精密可跟踪抛物面射电望远镜(德意志联邦共和国波恩附近。 上世纪80年代以来，欧洲的VLBI网、美国的VLBA阵、日本的空间VLBI相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们的灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。其中，美国的超常基线阵列（VLBA）由10个抛物天线组成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍。它所达到的分辨率相当让一个人站在纽约看洛杉矶的报纸。 今天射电的分辨率高于其它波段几千倍,能更清晰地揭示射电天体的内核;综合孔径技术的研制成功使射电望远镜具备了方便的成像能力,综合孔径射电望远镜相当于工作在射电波段的照相机。 类型 根据天线总体结构的不同，射电望远镜按设计要求可以分为连续和非连续孔径射电望远镜两大类。前者的主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜，后者是以干涉技术为基础的各种组合天线系统。20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜——甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能获得清晰的射电图像 。世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米，安装在德国马克斯·普朗克射电天文研究所 ；世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国立射电天文台。 为了观测弱射电源的需要，射电望远镜必须有较大孔径，并能对射电目标进行长时间的跟踪或扫描。此外，还必须综合考虑设备的造价和工艺上的现实性。按机械装置和驱动方式，连续孔径射电望远镜(它通常又是非连续孔径的基本单元)还可分为三种类型。 全可转型或可跟踪型 可在两个坐标转动，分为赤道式装置和地平式装置两种，如同在可跟踪抛物面射电望远镜中使用的。 部分可转型 可在一坐标(赤纬方向)转动，赤经方向靠地球自转扫描，又称中星仪式(见带形射电望远镜)。 固定型 主要天线反射面固定，一般用移动馈源(又称照明器)或改变馈源相位的方法。 ? 射电观测在很宽的频率范围进行，检测和信息处理的射电技术又远较光学波段灵活多样，所以射电望远镜种类繁多，还可以根据其他准则分类：诸如按接收天线的形状可分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物面截带、喇叭、螺旋、行波、偶极天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多束等射电望远镜；按工作类型可分为全功率、扫频、快速成像等类射电望远镜；按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、日象等射电望远镜。关于非连续孔径射电望远镜，主要是各类射电干涉仪。 特点优势 射电望远镜与光学望远镜不同,它既没有高高竖起的望远镜镜简，也没有物镜，目镜，它由天线和接收系统两大部分组成。 巨大的天线是射电望远镜最显著的标志，它的种类很多，有抛物面天线，球面天线，半波偶极子天线，螺旋天线等。最常用的是抛物面天线。天线对射电望远镜来说，就好比是它的眼睛，它的作用相当于光学望远镜中的物镜。它要把微弱的宇宙无线电信号收集起来，然后通过一根特制的管子(波导)把收集到的信号传送到接收机中去放大。接收系统的工作原理和普通收音机差不多，但它具有极高的灵敏度和稳定性。接收系统将信号放大，从噪音中分离出有用的信号，并传给后端的计算机记录下来。记录的结果为许多弯曲的曲线，天文学家分析这些曲线，得到天体送来的各种宇宙信息。 主要的射电望远镜 当代先进射电望远镜有：以德意志联邦共和国 100米望远镜为代表的大、中型厘米波可跟踪抛物面射电望远镜；以美国国立射电天文台、瑞典翁萨拉天文台和日本东京天文台的设备为代表的毫米波射电望远镜；以即将完成的美国甚大天线阵。 展望 把造价和效能结合起来考虑，今后直径100米那样的大射电望远镜大概只能有少量增加，而单个中等孔径厘米波射电望远镜的用途越来越少。主要单抛物面天线将更普遍地并入或扩大为甚长基线、连线干涉仪和综合孔径系统工作。随著设计、工艺和校准技术的改进，将会有更多、更精密的毫米波望远镜出现。综合孔径望远镜会得到发展以期获得更大的空间、时间和频率覆盖。甚长基线干涉系统除了增加数量外，预期最终将能利用定点卫星实现实时数据处理，大大提吖鄄饽芰ΑL厥庑巫锤咴鲆姗p低噪音天线设计方法的成熟，把综合孔径技术同甚长基线独立本振干涉仪技术结合起来的甚长基线干涉仪网和干涉仪阵的试验，很可能孕育出新一代的射电望远镜。 图片如下： http://image.baidu.com/i?tn=baiduimage&ct=201326592&lm=-1&cl=2&word=%C9%E4%B5%E7%CD%FB%D4%B6%BE%B5

你这个是小论文吧，这样不好吧……

天空中的很多恒星和星系，不仅会发光，还能发射各种无线电信号。20世纪30年代，人类发明了射电望远镜。天文学家们用射电望远镜捕捉这些信号。20世纪60年代，天文学家用射电望远镜发现了类星体、脉冲星、星际分子和微波背景辐射。这四大发现，使我们对宇宙的认识又有了一次飞跃。小型的射电望远镜天线是碟型的。它能够自由旋转，捕捉来自天空中各个方向的信号。天文学家将好几个小型射电望远镜连在一起，就能使接收望远镜不能旋转，星体经过时，才能收到信号。［我还想知道］哈雷彗星是一颗著名的周期性彗星。英国天文学家哈雷于1705年首先确定它的轨道是一个很扁长的椭圆，并准确地预言了它以约76年的周期绕太阳运行。水和冰是彗星的主要成分，彗星以非常小的尘埃粒子存在着。

1933年5月5日，几家美国报纸头条新闻刊登了贝尔实验室的卡尔?央斯基用一台灵敏度很高的接收机意外发现了来自银河中心稳定的电磁辐射，从此以光学波段为主要观测手段的天文学揭开了新的一页——射电天文学诞生了。射电天文学是利用射电望远镜接收到的宇宙天体发出的无线电信号，研究天体的物理、化学性质的一门学科。与以接收可见光进行工作的光学望远镜不同，射电望远镜是靠接收天体发出的无线电波(天文学上称为“射电辐射”)来工作的。由于无线电波可穿透宇宙中大量存在而光波又无法通过的星际尘埃介质，因而射电望远镜可以透过星际尘埃观测更遥远的未知宇宙并对我们已知的星际世界做更深入的了解。同时，由于无线电波不太受光照和气候的影响，射电望远镜几乎可以全天候、不间断地工作。从央斯基的发现至今的60多年来，射电天文学揭示了许多奇妙的天文现象，并取得了令人瞩目的成就。近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无一不植根于射电天文学。在获物理诺贝尔奖的项目中，有7项涉及天文学，其中就有5项是直接或主要通过射电天文学手段取得的。这些反映了这一新兴学科的强大生命力，射电天文学已成为诺贝尔奖的摇篮。为了纪念央斯基开创了用射电波研究天体的不朽功绩，目前国际天文学联合会已经采用“央斯基”作为天体射电流量密度的单位。

第一个发现宇宙射电的人是史斯基，他是美国贝尔电话实验室的一位年轻无线电工程师。史斯基生于1905年，23岁时进入贝尔电话实验室工作，专门负责搜索和鉴别电话的干扰信号。1931年，他在设法排除电话中的干扰信号时，偶然发现了一种十分微弱但又十分稳定的噪声，而且它的最大值出现周期与地球的自转周期相同，正好为23小时56分04秒。他经过一年多的研究，断言这种无线电辐射来自银河系的中心。由此人们认为，史斯基是射电天文学的创始者和奠基人。宇宙射电的发现，使射电天文学向前迈了一大步。

射电望远镜 radio telescope 探测天体射电辐射的基本设备。可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。通常 ，由天线 、接收机和终端设备3部分构成。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。根据天线总体结构的不同，射电望远镜可分为连续孔径和非连续孔径两大类，前者的主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜，后者是以干涉技术为基础的各种组合天线系统。20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜——甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能获得清晰的射电图像 。世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米 ， 安装在德国马克斯·普朗克射电天文研究所 ；世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国立射电天文台。（历史简介）1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的 “扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辩率和灵敏度的历史。自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的 “铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的基本设备，它包括：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，处理和显示系统等等。射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相信，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集。因此，射电望远镜的天线大多是抛物面。射电观测是在很宽的频率范围内进行，检测和信息处理的射电技术又较光学波希灵活多样，所以，射电望远镜种类更多，分类方法多种多样。例如按接收天线的形状可分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物面截带、喇、螺旋 、行波、天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多束等射电望远镜；按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、日象等射电望远镜；按工作类型又可分为全功率、扫频、快速成像等类型的射电望远镜。

致密源角径小于1″，大小仅为1～100光年，最小总能量在1045～1051焦耳间，常在类星体、特殊星系核内发现。展源角径大于1″，大小为3～200万光年，最小总能量在1051～1054焦耳间，常与亮椭圆星系相证认，40%的展源是双射电源。按距离也可把射电源分为银河系射电源和河外射电源两类。银河系射电源包括：21厘米中性氢区、电离氢区、超新星遗迹、射电星及脉冲星等以及银河星云、类星体、活动较猛烈的星系和少数恒星。在河外射电源中，正常射电星系平均辐射功率在1030～1033焦耳/秒，只有光波段辐射的百万分之一 ；而特殊射电星系射电辐射功率比正常射电星系强102～106倍，接近或大于光波段的辐射功率，有时直接将特殊射电星系简称为射电星系；还有一种类星射电源是一种光学外貌似恒星，光谱线有很大红移的强射电源，如果认为它的红移是宇宙学红移，那么它也应该是河外射电源中的一种。已经发现的射电源在17000个以上。小角径天区发出的比背景辐射强的射电源。在银河系中﹐超新星遗迹是一种分立射电源﹐射电星(包括脉冲星﹑射电新星﹑耀星﹑红超巨星及其蓝矮伴星﹑x射线星和特殊双星系统等)也是分立射电源。此外﹐发出分子谱线射电的星际的分子云等也是分立射电源。在河外分立射电源中﹐有正常射电星系﹑特殊射电星系(见射电星系)﹑头尾射电源﹑核晕射电源﹑类星射电源等多种﹐其中以强度变化的射电源居多。

射电星系是指有明显的射电辐射的星系（10～10赫范围内射电功率为1037～1041尔格/秒）。射电星系大多是椭圆星系(E)﹑巨型椭圆星系(D)。探测到射电辐射的星系。一般的星系都有射电辐射。通常系指发出强烈的射电辐射（比一般1的星系强102～106倍）的星系。射电星系的射电连续谱一般为幂律谱，且有偏振，谱指数平均为0.75。射电辐射具有非热性质，起源于相对论性电子在磁场中运动时产生的同步加速辐射。有些射电星系的射电辐射流量和偏振常有变化。射电星系的射电形态多种多样，可分为致密型、核晕型、双瓣型、头尾型和包含多个子源的复杂性。射电星系大多为椭圆星系、巨椭圆星系和超巨椭圆星系。射电星系的光谱很像塞佛特星系，多数类似于Ⅱ型塞佛特星系，少数类似于Ⅰ型塞佛特星系。不过，塞佛特星系却是旋涡星系。射电星系同其他也发出强烈射电辐射的星系，如类星体、N型星系、塞佛特星系、蝎虎座BL型天体等的关系，尚有待研究。有些射电星系还发出强烈的红外辐射和X射线。

可以观测暗物质和暗能量，寻找第一代天体。其能用一年时间发现数千颗脉冲星，研究极端状态下的物质结构与物理规律。而且无需依赖模型精确测定黑洞质量就可以有希望发现奇异星和夸克星物质。可以通过精确测定脉冲星到达时间来检测引力波；还可能发现高红移的巨脉泽星系，实现银河系外第一个甲醇超脉泽的观测突破。可以进行高分辨率微波巡视，以1Hz的分辨率诊断识别微弱的空间讯号，作为被动战略雷达为国家安全服务。还可跟踪探测日冕物质抛射事件，服务于太空天气预报。FAST还将把中国空间测控能力由地球同步轨道延伸至太阳系外缘，将深空通讯数据下行速率提高100倍。脉冲星到达时间测量精度由目前的120纳秒提高至30纳秒，成为国际上最精确的脉冲星计时阵，为自主导航这一前瞻性研究制作脉冲星钟。射电望远镜(radio telescope)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。2012年10月28日，亚洲最大的全方位可转动射电望远镜在上海天文台正式落成。这台射电望远镜的综合性能排名亚洲第一、世界第四，能够观测100多亿光年以外的天体，将参与我国探月工程及各项深空探测。

没什么啦

射电望远镜:探测天体射电辐射的基本设备。可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。通常，由天线、接收机和终端设备3部分构成。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。根据天线总体结构的不同，射电望远镜可分为连续孔径和非连续孔径两大类，前者的主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜，后者是以干涉技术为基础的各种组合天线系统。20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜——甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能获得清晰的射电图像。世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米，安装在德国马克斯·普朗克射电天文研究所；世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国立射电天文台。射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的基本设备，它包括：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，处理和显示系统等等。射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相信，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集。因此，射电望远镜的天线大多是抛物面。

第一个发现宇宙射电的人是史斯基，他是美国贝尔电话实验室的一位年轻无线电工程师。史斯基生于1905年，23岁时进入贝尔电话实验室工作，专门负责搜索和鉴别电话的干扰信号。1931年，他在设法排除电话中的干扰信号时，偶然发现了一种十分微弱但又十分稳定的噪声，而且它的最大值出现周期与地球的自转周期相同，正好为23小时56分04秒。他经过一年多的研究，断言这种无线电辐射来自银河系的中心。由此人们认为，史斯基是射电天文学的创始者和奠基人。宇宙射电的发现，使射电天文学向前迈了一大步。

射电源是“宇宙射电源”的简称。宇宙空间辐射无线电波的分立天体。大多数天体都可能是射电源，已发现的射电源有3万多个。射电源类型很多，按视角径大小可分为致密源和 展源两类。致密源角径小于1″，大小仅为1～100光年，最小总能量在1045～1051焦耳间，常在类星体、特殊星系核内发现。展源角径大于1″，大小为3～200万光年，最小总能量在1051～1054焦耳间，常与亮椭圆星系相证认，40％的展源是双射电源。按距离也可把射电源分为银河系射电源和河外射电源两类。银河系射电源包括：21厘米中性氢区、电离氢区、超新星遗迹、射电星及脉冲星等以及银河星云、类星体、活动较猛烈的星系和少数恒星。在河外射电源中，正常射电星系平均辐射功率在1030～1033焦耳／秒，只有光波段辐射的百万分之一 ；而特殊射电星系射电辐射功率比正常射电星系强102～106倍，接近或大于光波段的辐射功率，有时直接将特殊射电星系简称为射电星系；还有一种类星射电源是一种光学外貌似恒星，光谱线有很大红移的强射电源，如果认为它的红移是宇宙学红移，那么它也应该是河外射电源中的一种。小角径天区发出的比背景辐射强的射电源。在银河系中﹐超新星遗迹是一种分立射电源﹐射电星(包括脉冲星﹑射电新星﹑耀星﹑红超巨星及其蓝矮伴星﹑x射线星和特殊双星系统等)也是分立射电源。此外﹐发出分子谱线射电的星际的分子云等也是分立射电源。在河外分立射电源中﹐有正常射电星系﹑特殊射电星系(见射电星系)﹑头尾射电源﹑核晕射电源﹑类星射电源等多种﹐其中以强度变化的射电源居多。射电源是指宇宙中发射无线电波的天体。1932年，科学家在研究越过大西洋的无线电通讯的静电干扰时，在短波接收机上,“捕捉”到了一种十分微弱的噪声。几年以后，人们了解到太阳也在发射电波。迄今为止，人类已经发现了3万多个射电源。但在这些射电源中，能精确地定出位置，找出与之相对应的光学天体的大约只有几百个。其中只有少数是恒星，绝大多数是星云(射电星云)和星系(射电星系)。 天鹅座A射电源是至今为止所知道的最强的天体射电源。它位于天鹅座中，故得此名。天鹅座A射电源是河外星系的天体，距离我们约100亿光年。通过巨型光学望远镜 ，在天鹅座A射电源的位置上，有两个暗弱的星系连在一起，也就是说，从外表来看，它是一个双星系。这个射电源在向四侧抛射大量物质，规模很大。天鹅座A发出的射电源能量估计为10.45尔格/秒，比太阳所发出的全部能量还大10.11倍。

射电波段指的是波长大于1毫米的电磁波不知道在这里你指的无线电波段是什么设备甚低频VLF3-30KHz超长波1KKm-100Km空间波为主海岸潜艇通信；远距离通信；超远距离导航低频LF30-300KHz长波10Km-1Km地波为主越洋通信；中距离通信；地下岩层通信；远距离导航中频MF0.3-3MHz中波1Km-100m地波与天波船用通信；业余无线电通信；移动通信；中距离导航高频HF3-30MHz短波100m-10m天波与地波远距离短波通信；国际定点通信甚高频VHF30-300MHz米波10m-1m空间波电离层散射（30-60MHz）；流星余迹通信；人造电离层通信（30-144MHz）；对空间飞行体通信；移动通信超高频UHF0.3-3GHz分米波1m-0.1m空间波小容量微波中继通信；（352-420MHz）；对流层散射通信（700-10000MHz）；中容量微波通信（1700-2400MHz）特高频SHF3-30GHz厘米波10cm-1cm空间波大容量微波中继通信（3600-4200MHz）；大容量微波中继通信（5850-8500MHz）；数字通信；卫星通信；国际海事卫星通信（1500-1600MHz）极高频EHF30-300GHz毫米波10mm-1mm空间波再入大气层时的通信；波导通信不明白的q我。932719569

望远镜分好几个波段，有可见光，和不可见光的红外、紫外、当然也有波长一点的典型的微波。射电望远镜可以收集微波信息，如果使用阵列天线可以收集的更多的信息，经过计算机处理后可以得到这个波段的图像供科学家进行研究。比如奇妙天体黑洞在吞噬物质时发放出的射电信息。

射电望远镜（radio telescope）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。2012年10月28日，亚洲最大的全方位可转动射电望远镜在 上海天文台正式落成。这台射电望远镜的综合性能排名亚洲第一、世界第四，能够观测100多亿 光年以外的天体，将参与我国探月工程及各项深空探测。

向空间发射电子束！再用专业接收机接受解析的一种远距离电子探测器有好大好大的抛物面天线俗称“锅”的东西

射电望远镜是接收天体射出的无线电波的望远镜。它由两部分组成：一面或多面天线和一台灵敏度很高的无线电接收机。天线所起的作用相当于光学天文望远镜的透镜或反射镜。接收机的作用是把从天线传来的无线电波放大，并转变成能用仪器记录的信号或对无线电波进行拍照。

六十年代中的四大天文发现：类星体、脉冲星、星际分子和微波背景辐射，都是利用射电天文手段获得的。从前，人类只能看到天体的光学形象，而射电天文则为人们展示出天体的另一侧面——无线电形象。由于无线电波可以穿过光波通不过的尘雾，射电天文观测就能够深入到以往凭光学方法看不到的地方。银河系空间星际尘埃遮蔽的广阔世界，就是在射电天文诞生以后，才第一次为人们所认识。宇宙微波背景辐射是射电天文学上的一个重要发现，它为大爆炸理论提供了有力的支持。射电天文望远镜也用来研究离地球近得多的东西，包括太阳活动、太阳系行星的表面。

望远镜接收天体射电波的仪器，统称为射电望远镜。射电望远镜通常按天线的结构，分成几个类型：抛物面天线射电望远镜、射电干涉仪、甚长基线干涉仪和综合孔径系统等。射电望远镜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组成。天线阵将收集到的天体电波，经过馈电线送到接收机上。这架接收机同日常收音机的原理相似，实质上也是个放大器，它首先将微弱的天体电波高倍放大，再进行检波，让高频能量转变为低频形式，最后送到记录仪器上记录下来，或在示波器上显示出来。为了要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，适当时将比较源讯号输入接收机，以便比较。

http://baike.baidu.com/view/1449.htm?wtp=tt，自己看去，很全面

射电望远镜是利用射电接收器接收天空中星体发出的射电波，并通过天线和探测器将射电信号转化为电信号，进而进行信号处理和分析。 射电望远镜原理主要包括以下几个方面：1、天线接收：望远镜的主体是由反射面、天线、接收器等组成。射电天线可以采用常见的闸流天线、拨流天线等，接收器可以是单个无源接收器或者是接收机组成的阵列。2、转换信号：天线接收到的射电信号经过射电接收器转换为电信号，并放大，方便传输和处理。3、信号处理：射电望远镜通过对接收到的信号处理和分析，就可以得出关于星源射电信号的各种参数和信号特征。4、数据传输和解码：射电望远镜接收到的射电信号需要通过数据处理和传输方式传输到地面接收站进行后续的处理。通过数据传输和解码软件，可得到较为精准的天体研究结果。射电望远镜主要运用在天文研究、地球科学、通信工程等相关领域，通过对射电波的接收、处理，得到有关天空的数据和信息，为了解天体物理学，太阳物理学、宇宙学以及地球科学等提供了重要的技术支持。使用射电望远镜需要注意以下事项：1、安全操作：使用射电望远镜时需要遵守安全操作规范，确保人员、设备和数据的安全。2、熟悉设备操作规程：使用射电望远镜需要熟悉设备操作规程，包括设备安装、校准、调试和运行等过程。3、定期维护和保养：射电望远镜需要定期维护和保养，包括设备清洁、检查设备状况，更换损坏零件等。以确保设备的正常运行和长期稳定工作。4、数据记录和备份：使用射电望远镜需要及时进行数据记录和备份，包括天体射电数据和设备运行记录等。5、遵守法律和规定：使用射电望远镜时需要遵守相关法律和规定，免于危害公共利益和他人合法权益。6、充分使用设备：在使用射电望远镜时需要充分发挥设备性能，合理打造探测设计方案，以达到最佳工作效果。7、注重数据分析和解释：射电望远镜得到的数据需要进行分析和解释，以便理解、推断和验证对天体物理学等的科学研究成果的贡献。

射电：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，迄今为止，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。 对于历史悠久的天文学而言，射电天文使用的是一种崭新的手段，为天文学开拓了新的园地。六十年代中的四大天文发现：类星体、脉冲星、星际分子和微波背景辐射，都是利用射电天文手段获得的。从前，人类只能看到天体的光学形象，而射电天文则为我们展示出天体的另一侧面——无线电形象。由于无线电波可以穿过光波通不过的尘雾，射电天文观测就能够深入到以往凭光学方法看不到的地方。银河系空间星际尘埃遮蔽的广阔世界，就是在射电天文诞生以后，才第一次为人们所认识。近几十年来，随着观测手段的不断革新，射电天文学在多个层次中发现的天体射电现象，不仅是光学天文的补充，而且常常超出原来的想象，开辟出许多新的研究领域。高能粒子：自然界有许多肉眼看不到的微观粒子，如电子、质子、离子等。这些极其微小的粒子也可作为“子弹”或“炮弹”去击毁目标，这种武器称为粒子束武器。电子、质子、离子等粒子尽管很小，但当速度越来越高时，它们所具有的能量也就越来越大。当粒子的速度接近每秒300兆米的光速时,它们所具有的能量就足以穿过一切物体，这些高速运动的一个个微观粒子，就变成了一颗颗具有很大动能的“炮弹”。如果把这许许多多的粒子聚集成密集的束流，能量就更大了。把这样的粒子束流射向目标，几乎可以将一切坚硬的目标击毁。