现代天文学与诺贝尔物理学奖讲授提纲三，天文观测方法
1．大气窗口和望远镜
2，射电望远镜
3，射电干涉仪
4，综合孔径射电望远镜
5，赖尔获 1974年诺贝尔奖
1974年诺尔贝物理学奖由英国剑桥大学天文学家赖尔（ M.Ryle）和休伊什
(A.Hewish)分享。
赖尔获奖是因发明的 综合孔径 射电望远镜和观测研究而获奖。
综合孔径射电望远镜的特点：
非常高的灵敏度非常高的空间 分辨率成象，可获得天体的图象可与光学望远镜媲美
1，大气窗口地球大气有两个窗口，允许可见光和无线电两个波段通行无阻地到达地面。天文学家把天体的无线电波段称为射电波段。
天文学家只是近几十年前才利用射电波段这个窗口。射电天文这种新的观测手段一出现，就显示出极大的优越性。
地球大气仅允许可见光个射电波段到达地面
红外、紫外,X射线和 伽瑪射线被大气层所阻隔
必须把红外、紫外,X射线和 伽瑪射线探测设备放入太空轨道才能发挥功用
哈勃空间望远镜是光学望远镜，
是为了克服大气抖动所造成的分辨率的限制
可見光、紅外线、无线电波等等，
全部属于电磁波。
所有电磁波在真空中皆以同一速度传播 (光速 ﹐ c = 299792450米 /秒 )
在真空中 ﹐ 电磁波的传播速度 (c)、
波長和频率，有以下的简单关系：
(波 長 ) × (频率 ) = c
光的颜色是由光的频率所決定望远镜肉眼只能看到约 6千颗恒星，但光银河系就有千亿颗恒星，成百亿的河外星系。它们都暗弱。没有望远镜，就没有天文学的发展。
天文观测要求：
能接收到来自天体的微弱辐射即要求有很高的灵敏度
能看清天体的细节即要求有很高的空间分辨率
2，射电天文望远镜
20世纪 30年代初美国贝尔电话实验室的央斯基 发现银河系中心发射来的无线电波。
不久，美国射电天文学家 雷伯 用直径
9.45米抛物面天线射电望远镜证实。
第二次世界大战期间，雷达和反雷达以及通讯技术发展很快。英国的 海伊 对一起曾使英国军用雷达受到干扰的重大事件进行分析后发现，太阳上发生的射电爆发是这一事件的罪魁祸首。
射电望远镜的组成
1，天线（旋转抛物面天线）
2，接收器（放大器）
3，数据采集（计算机）
4，纪录器旋转抛物面
对于与主轴平行的光，经反射后会聚到焦点
每道光的路程都相等
ABF＝ CDF＝
EGF＝ HKF＝
…
在焦点处电波相位相同
A
抛物面天线的作用之一：
收集能量有人以为大型望远镜可以把天体放得很大。大望远镜的作用並不是要把天体图象放得很大，而是要提供一個较亮和较清晰的影像。（恒星只是一个亮点）
,这台望远镜可以看到多遠的物体？”
这个问题无法回答。
,這台望远镜可看見多暗的物体？”
只要一個物体足夠明亮，无论距离多远都可以看到。
灵敏度的定义
最小可测流量密度
A为天线面积,?f是频宽,t是观测时间
T接收系统温度流量密度单位：央斯基
10－ 26尔格 / 秒 ·赫兹 ·米 2
弱射电源,10－ 4央斯基
fA
T
S
s y s
t
mi n
抛物面天线的作用之二：
有很强的方向性来自与抛物面主轴平行方向上的天体射电波经抛物面反射后会聚到焦点，凡偏离主轴方向较多的射电波都不会会聚到焦点处的,馈源”上，因此这类射电望远镜只能接收到来自主轴方向附近一个角度的电磁波，这个角称为分辨角。分辨角越小，则分辨率越高。
早期小型射电望远镜
1961年在原苏联克里米亚黑海岸边观测日食
射电望远镜的抛物面天线口径 3
米，工作波长 3厘米
观测黑纸做的假月亮，很敏感。
天文望远镜的空间分辨率分辨角（?）和波长（ λ ）成正比，和望远镜的口径（ D）成反比。分辨角越小
，分辨率越高。
光学波段的波长远比射电波段的短，
光学望远镜的分辨率远比射电望远镜高。
D
22.1?（弧度）
口径 10厘米的光学望远镜，观测波长为 5500埃（埃＝ 10－ 8厘米）时，分辨角为 1.4角分，而射电望远镜，在波长为
5.5厘米观测波段上的分辨角要达到 1.4
角分，则要求射电望远镜天线的口径达到 10千米，比光学望远镜的口径大 10万倍。而且，还要求抛物面天线的表面精度达到 1/20波长（ 3毫米）。
国际上大型射电望远镜
美国 Arecibo 305米射电望远镜
德国 Bonn 100米射电望远镜
英国 Jodrell Bank76米射电望远镜
澳大利亚 Parkes64米射电望远镜我国已有的射电望远镜
乌鲁木齐 25米射电望远镜
上海 25米射电望远镜
青海 13.7米射电望远镜（毫米波）
北京怀柔太阳射电望远镜
北京密云综合孔径射电望远镜在预研究中的贵州大型射电望远镜
口径 500米，世界上最大
反射面能自动调节为抛物面，
比 Arecibo的球面反射面先进
竞争 1平方千米射电望远镜
21世纪国际大合作中国方案：约 30面口径 300～ 500米大天线组成
3，射电干涉仪射电天文学发展初期的射电望远镜的口径都比较小，由于分辨率低下，
不能把相邻的几个射电源分辨清楚，
不可能得到一个射电源结构的信息。
建造大型天线以提高分辨率的办法遇到不可逾越的困难。
射电天文学的发展要求另找出路！
射电天文学的困难
射电天文面临的最大困难是射电望远镜分辨率远不如光学望远镜，无法 看清天体的细节。
无法像光学望远镜那样获得天体的照片。
射电天文学家要使射电望远镜的分辨率到达甚至超过光学望远镜并也能成象的,梦想”能实现吗？
回答是肯定的。赖尔他们先驱性的研究为实现这一目标奠定了坚实的基础。
因战争需要发展起来的雷达技术为射电天文的诞生准备了条件。
战后，一些雷达科技人员转向天文学研究，把雷达技术用于射电望远镜的研制，开始天文观测研究。
赖尔就是其中最杰出的代表射电源光学对应体的确认发现的新射电源是什么？首先就是要寻找它有没有光学对应体。
但是，由于当时的射电望远镜的分辨能力太差，分辨角只能达到几角分，甚至几度。在这个空间范围内包含了许多光学天体，根本无法确认和哪一个对应。
只有当射电望远镜的分辨能力达到角秒级时，这种寻找光学对应体的工作才能进行。
干涉仪原理图
由两面抛物面天线构成
天体电波投到天线，
由传输线引到接收机进行相加（干涉）
干涉的结果取决于两路电波到达会聚点的相位
两路电波有路程差
BC,而且 BC随天体的周日运动而变化波的干涉
A,B同相相加增强
B,C反相相加抵销
C,D不同相来自射电点源”的单频信号不能同时到达两面天线，要相差一段路程。若这段路程差正好前，分辨角的公式依然是这里的 d已不是单个天线的直径，而是两面天线之间的距离了。分辨角不再由单天线的口径决定，使得天文学家有可能利用小口径的天线获得高分辨能力。
这是一次革命性的变化。
d
22.1?
赖尔的故事
赖尔 1881年 9月 27日生于英格兰，祖父是天文爱好者，有一台天文望远镜，幼年的他就喜爱上天文。中学时他对无线电学产生了浓厚的兴趣，成为业余无线电爱好者。
赖尔进人牛津大学攻读物理,1939年，
他一毕业就到卡文迪什实验室从事雷达天线的研制。
第二次世界大战期间，赖尔应征入伍。
他的无线电专长曾帮助他立下了战功。
曾从事研制机载雷达天线系统，研制厘米波雷达的测试设备，还参与研制干扰德国预警雷达的发射机等。
二战结束后，赖尔回到剑桥大学卡文迪什实验室，从事射电天文研究。他面临巨大的困难，但却也获得了绝好的机遇，他们从事的是一项开创性研究工作，
一项开辟新领域的工作。
射电干涉仪提高分辨率
最大可动单个天线直径 100米最大固定天线 305米
干涉仪的基线至少可达 30.5千米，
分辨率比 305米天线高 100倍，达到光学望远镜的分辨率
在天线口径相同时，基线是决定分辨率的唯一因素
进一步增加基线,如几千千米，在长距离传输过程中因温度变化导致电波相位变化，无法实现干涉。
甚长基线干涉仪原理
60年代末，美、加天文学家试验成功
用两台分处两地的射电望远镜同时观测同一个射电源，把接收到的天体电波分别纪录在磁带上，然后把两副磁带拿到一起处理。
两路的电波频率必须完全一致（原子钟）
纪录上要有十分准确的时间标志（原子钟）
一万千米的基线可提供万分之几角秒的分辨率。
4，综合孔径射电望远镜双天线干涉仪只有一维分辨率，不能给出天体的图象。
1948年以后，赖尔把观测研究目标从太阳转向太阳系外广阔的空间，期望搜索更多的射电源。他发现双天线干涉仪的缺陷或不足。赖尔 提出用孔径综合技术来解决射电天文望远镜的高分辨率、高灵敏度和成像能力等一系列难题。
把抛物面天线划分为多个单元；
由多个单元组成大型综合孔径望远镜综合孔径望远镜－－化整为零原理之一：把大天线分解设想把抛物面分成许多小单元，小单元的两两组合相当于许多副干涉仪。
在馈源上汇集所有两两组合的干涉波。
每副干涉仪取下的数据是独立的，
借助计算机对全部独立数据进行处理，
可以得到和单个大型抛物面的分辨率效果。
原理之二：只需取不同间距的数据来进行处理抛物面分成许多小单元，有很多间距相同的单元对。只需取不同间距的数据来进行处理，可以得到相同的效果。
问题简化了。
原理之三：并不需要同时的观测数据不仅只需取不同间距的数据，而且还可以用不同时间的观测数据进行处理。只用
2面天线就可以进行孔径综合。其中一面固定，以它为中心，画一个圆，等效于一个
,大天线”，另一面可以移动，逐次放到
,等效大天线”的各个位置，每放一个地方进行一次射电干涉测量。
也可以由许多天线来实现，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。不管多天线综合孔径也可以由许多天线来实现，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。各种间距取向的干涉仪测量资料通过数学方法可以求得天空射电亮度的二维分布。得到被观测天区的射电天图。
原理之四,地球自转的效应的利用从射电源上看地球上的放在北极附近的双天线干涉仪的两个天线，在地球自转过程中两个天线之间也在做相对运动。
地球自转一周，其中一个天线将绕着另一个天线描绘出一个圆路径。地球自转一周相当于把可移动天线逐次地放到,等效大天线,各个地方。
地球自转效应的利用从射电源上看上图：天线 A
和 B的运动下图天线 B在地球自转 12小时中位置的变化计算任务繁重综合孔径原理在 1954年已由实验证实是正确的，但因要处理异常多的观测数据，计算量特别大，在 50年代还没有储存容量足够大、计算速度足够高和的计算机来完成资料的傅里叶变换。到了 60
年代随着计算机的发展，综合孔径射电望远镜的发展才有了可能。
密云综合空间望远镜只需解决沿东西方向上各个单元之间不同间距问题。所以大多数综合孔径望远镜是东西排列。北京天文台密云综合空间望远镜由 28面 9米天线组成，东西排列，位置固定，最长的基线为 1080米。
实际上，由于系统的对称性，只需要 12
小时的观测就能完成一组观测 。
剑桥大学 1.6千米综合孔径射电望远镜由 3面直径 18米的抛物面天线组成，
2面相距 0.8千米，是固定的，另 1面天线放在 0.8千米的铁轨上，可以移动。
得到了 4.5角分的分辨率。
剑桥大学 5千米综合孔径望远镜（ 1971年建成）
8面口径为 13米的抛物面天线,排列在 5千米长的东西基线上。 4面天线固定,4面可沿铁轨移动。 每观测 12小时后，移动天线到预先计算好的位置上再观测 12小时，以获得各种不同的天线间距，在 2厘米波长上，分辨角为
1角分。
4，综合孔径射电望远镜双天线干涉仪只有一维分辨率，不能给出天体的图象。
1948年以后，赖尔把观测研究目标从太阳转向太阳系外广阔的空间，期望搜索更多的射电源。他发现双天线干涉仪的缺陷或不足。赖尔 提出用,孔径综合,技术来解决射电天文望远镜的高分辨率、高灵敏度和成像能力等一系列难题。
也可以由许多天线来实现，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。不管? 也可以由许多天线来实现，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。
各种间距取向的干涉仪测量资料通过数学方法可以求得天空射电亮度的二维分布。
也就是得到了 被观测天区的射电天图。
综合孔径射电望远镜的优点是不需要制造口径特别大的天线，用两面或多面小天线进行多次观测达到大天线所具有的分辨率和灵敏度。而且，得到的是所观测的天区的射电天图。
综合孔径原理在 1954年已由实验证实是正确的，但因要处理异常多的观测数据，计算量特别大，在 50年代还没有储存容量足够大、计算速度足够高和的计算机来完成资料的傅里叶变换。到了 60
年代随着计算机的发展，综合孔径射电望远镜的发展才有了可能。
综合孔径望远镜主要贡献
1，发现一批比较暗弱、比较远的射电源把观测范围从大约 10亿光年扩大到 100亿－ 200亿光年，几乎达到宇宙的边界，或追溯到宇宙的原初时期。
这些观测结果对宇宙演化理论很重要。
2，得到一些展源的射电图，实现拍射电源的,照片”的梦想。
3，得到编号为 1C,2C,3C…… 的射电源表，是最早获得的射电源数目最多的源表。对 3C源进行光学认证的过程中，导致了天文学上极其重要的，被称为 20世纪 60
年代四大发现之一的类星体的发现。
在得到射电展源的二维图象方面取得骄人的成果 。
星系天鹅座强射电星系（射电双源）
世界最大的综合口径望远镜美国国家射电天文台的甚大阵（ VLA）
27面直径 26米的可移动抛物面天线；
沿臂长为 21千米 Y形基线放置；
最高分辨角为 0.13角秒，超过地面上大型光学望远镜。
VLBI网把甚长基线干涉仪原理和综合孔径原理结合在一起，使等效综合口径达到数千千米，成为一具特大型的粗略的综合孔径射电望远镜。
作业：
1，口径为 10米的光学望远镜，观测波长为 5500埃时，分辨角为多少？
一台射电望远镜，在波长为 5.5厘米观测波段上达到这样的分辨角，要求射电望望镜天线的口径为多少？能后实现？若用双天线干涉仪，怎样？
本章要求
1，地球大气辐射窗口
2，射电望远镜抛物面天线的功能
3，天文望远镜分辨率公式（要记住）
4，定性的了解干涉仪和综合孔径射电望远镜的原理（记住 4条基本原理）
5，赖尔为什么会获得诺贝尔物理学奖？
1．大气窗口和望远镜
2，射电望远镜
3，射电干涉仪
4，综合孔径射电望远镜
5，赖尔获 1974年诺贝尔奖
1974年诺尔贝物理学奖由英国剑桥大学天文学家赖尔（ M.Ryle）和休伊什
(A.Hewish)分享。
赖尔获奖是因发明的 综合孔径 射电望远镜和观测研究而获奖。
综合孔径射电望远镜的特点：
非常高的灵敏度非常高的空间 分辨率成象，可获得天体的图象可与光学望远镜媲美
1，大气窗口地球大气有两个窗口，允许可见光和无线电两个波段通行无阻地到达地面。天文学家把天体的无线电波段称为射电波段。
天文学家只是近几十年前才利用射电波段这个窗口。射电天文这种新的观测手段一出现，就显示出极大的优越性。
地球大气仅允许可见光个射电波段到达地面
红外、紫外,X射线和 伽瑪射线被大气层所阻隔
必须把红外、紫外,X射线和 伽瑪射线探测设备放入太空轨道才能发挥功用
哈勃空间望远镜是光学望远镜，
是为了克服大气抖动所造成的分辨率的限制
可見光、紅外线、无线电波等等，
全部属于电磁波。
所有电磁波在真空中皆以同一速度传播 (光速 ﹐ c = 299792450米 /秒 )
在真空中 ﹐ 电磁波的传播速度 (c)、
波長和频率，有以下的简单关系：
(波 長 ) × (频率 ) = c
光的颜色是由光的频率所決定望远镜肉眼只能看到约 6千颗恒星，但光银河系就有千亿颗恒星，成百亿的河外星系。它们都暗弱。没有望远镜，就没有天文学的发展。
天文观测要求：
能接收到来自天体的微弱辐射即要求有很高的灵敏度
能看清天体的细节即要求有很高的空间分辨率
2，射电天文望远镜
20世纪 30年代初美国贝尔电话实验室的央斯基 发现银河系中心发射来的无线电波。
不久，美国射电天文学家 雷伯 用直径
9.45米抛物面天线射电望远镜证实。
第二次世界大战期间，雷达和反雷达以及通讯技术发展很快。英国的 海伊 对一起曾使英国军用雷达受到干扰的重大事件进行分析后发现，太阳上发生的射电爆发是这一事件的罪魁祸首。
射电望远镜的组成
1，天线（旋转抛物面天线）
2，接收器（放大器）
3，数据采集（计算机）
4，纪录器旋转抛物面
对于与主轴平行的光，经反射后会聚到焦点
每道光的路程都相等
ABF＝ CDF＝
EGF＝ HKF＝
…
在焦点处电波相位相同
A
抛物面天线的作用之一：
收集能量有人以为大型望远镜可以把天体放得很大。大望远镜的作用並不是要把天体图象放得很大，而是要提供一個较亮和较清晰的影像。（恒星只是一个亮点）
,这台望远镜可以看到多遠的物体？”
这个问题无法回答。
,這台望远镜可看見多暗的物体？”
只要一個物体足夠明亮，无论距离多远都可以看到。
灵敏度的定义
最小可测流量密度
A为天线面积,?f是频宽,t是观测时间
T接收系统温度流量密度单位：央斯基
10－ 26尔格 / 秒 ·赫兹 ·米 2
弱射电源,10－ 4央斯基
fA
T
S
s y s
t
mi n
抛物面天线的作用之二：
有很强的方向性来自与抛物面主轴平行方向上的天体射电波经抛物面反射后会聚到焦点，凡偏离主轴方向较多的射电波都不会会聚到焦点处的,馈源”上，因此这类射电望远镜只能接收到来自主轴方向附近一个角度的电磁波，这个角称为分辨角。分辨角越小，则分辨率越高。
早期小型射电望远镜
1961年在原苏联克里米亚黑海岸边观测日食
射电望远镜的抛物面天线口径 3
米，工作波长 3厘米
观测黑纸做的假月亮，很敏感。
天文望远镜的空间分辨率分辨角（?）和波长（ λ ）成正比，和望远镜的口径（ D）成反比。分辨角越小
，分辨率越高。
光学波段的波长远比射电波段的短，
光学望远镜的分辨率远比射电望远镜高。
D
22.1?（弧度）
口径 10厘米的光学望远镜，观测波长为 5500埃（埃＝ 10－ 8厘米）时，分辨角为 1.4角分，而射电望远镜，在波长为
5.5厘米观测波段上的分辨角要达到 1.4
角分，则要求射电望远镜天线的口径达到 10千米，比光学望远镜的口径大 10万倍。而且，还要求抛物面天线的表面精度达到 1/20波长（ 3毫米）。
国际上大型射电望远镜
美国 Arecibo 305米射电望远镜
德国 Bonn 100米射电望远镜
英国 Jodrell Bank76米射电望远镜
澳大利亚 Parkes64米射电望远镜我国已有的射电望远镜
乌鲁木齐 25米射电望远镜
上海 25米射电望远镜
青海 13.7米射电望远镜（毫米波）
北京怀柔太阳射电望远镜
北京密云综合孔径射电望远镜在预研究中的贵州大型射电望远镜
口径 500米，世界上最大
反射面能自动调节为抛物面，
比 Arecibo的球面反射面先进
竞争 1平方千米射电望远镜
21世纪国际大合作中国方案：约 30面口径 300～ 500米大天线组成
3，射电干涉仪射电天文学发展初期的射电望远镜的口径都比较小，由于分辨率低下，
不能把相邻的几个射电源分辨清楚，
不可能得到一个射电源结构的信息。
建造大型天线以提高分辨率的办法遇到不可逾越的困难。
射电天文学的发展要求另找出路！
射电天文学的困难
射电天文面临的最大困难是射电望远镜分辨率远不如光学望远镜，无法 看清天体的细节。
无法像光学望远镜那样获得天体的照片。
射电天文学家要使射电望远镜的分辨率到达甚至超过光学望远镜并也能成象的,梦想”能实现吗？
回答是肯定的。赖尔他们先驱性的研究为实现这一目标奠定了坚实的基础。
因战争需要发展起来的雷达技术为射电天文的诞生准备了条件。
战后，一些雷达科技人员转向天文学研究，把雷达技术用于射电望远镜的研制，开始天文观测研究。
赖尔就是其中最杰出的代表射电源光学对应体的确认发现的新射电源是什么？首先就是要寻找它有没有光学对应体。
但是，由于当时的射电望远镜的分辨能力太差，分辨角只能达到几角分，甚至几度。在这个空间范围内包含了许多光学天体，根本无法确认和哪一个对应。
只有当射电望远镜的分辨能力达到角秒级时，这种寻找光学对应体的工作才能进行。
干涉仪原理图
由两面抛物面天线构成
天体电波投到天线，
由传输线引到接收机进行相加（干涉）
干涉的结果取决于两路电波到达会聚点的相位
两路电波有路程差
BC,而且 BC随天体的周日运动而变化波的干涉
A,B同相相加增强
B,C反相相加抵销
C,D不同相来自射电点源”的单频信号不能同时到达两面天线，要相差一段路程。若这段路程差正好前，分辨角的公式依然是这里的 d已不是单个天线的直径，而是两面天线之间的距离了。分辨角不再由单天线的口径决定，使得天文学家有可能利用小口径的天线获得高分辨能力。
这是一次革命性的变化。
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22.1?
赖尔的故事
赖尔 1881年 9月 27日生于英格兰，祖父是天文爱好者，有一台天文望远镜，幼年的他就喜爱上天文。中学时他对无线电学产生了浓厚的兴趣，成为业余无线电爱好者。
赖尔进人牛津大学攻读物理,1939年，
他一毕业就到卡文迪什实验室从事雷达天线的研制。
第二次世界大战期间，赖尔应征入伍。
他的无线电专长曾帮助他立下了战功。
曾从事研制机载雷达天线系统，研制厘米波雷达的测试设备，还参与研制干扰德国预警雷达的发射机等。
二战结束后，赖尔回到剑桥大学卡文迪什实验室，从事射电天文研究。他面临巨大的困难，但却也获得了绝好的机遇，他们从事的是一项开创性研究工作，
一项开辟新领域的工作。
射电干涉仪提高分辨率
最大可动单个天线直径 100米最大固定天线 305米
干涉仪的基线至少可达 30.5千米，
分辨率比 305米天线高 100倍，达到光学望远镜的分辨率
在天线口径相同时，基线是决定分辨率的唯一因素
进一步增加基线,如几千千米，在长距离传输过程中因温度变化导致电波相位变化，无法实现干涉。
甚长基线干涉仪原理
60年代末，美、加天文学家试验成功
用两台分处两地的射电望远镜同时观测同一个射电源，把接收到的天体电波分别纪录在磁带上，然后把两副磁带拿到一起处理。
两路的电波频率必须完全一致（原子钟）
纪录上要有十分准确的时间标志（原子钟）
一万千米的基线可提供万分之几角秒的分辨率。
4，综合孔径射电望远镜双天线干涉仪只有一维分辨率，不能给出天体的图象。
1948年以后，赖尔把观测研究目标从太阳转向太阳系外广阔的空间，期望搜索更多的射电源。他发现双天线干涉仪的缺陷或不足。赖尔 提出用孔径综合技术来解决射电天文望远镜的高分辨率、高灵敏度和成像能力等一系列难题。
把抛物面天线划分为多个单元；
由多个单元组成大型综合孔径望远镜综合孔径望远镜－－化整为零原理之一：把大天线分解设想把抛物面分成许多小单元，小单元的两两组合相当于许多副干涉仪。
在馈源上汇集所有两两组合的干涉波。
每副干涉仪取下的数据是独立的，
借助计算机对全部独立数据进行处理，
可以得到和单个大型抛物面的分辨率效果。
原理之二：只需取不同间距的数据来进行处理抛物面分成许多小单元，有很多间距相同的单元对。只需取不同间距的数据来进行处理，可以得到相同的效果。
问题简化了。
原理之三：并不需要同时的观测数据不仅只需取不同间距的数据，而且还可以用不同时间的观测数据进行处理。只用
2面天线就可以进行孔径综合。其中一面固定，以它为中心，画一个圆，等效于一个
,大天线”，另一面可以移动，逐次放到
,等效大天线”的各个位置，每放一个地方进行一次射电干涉测量。
也可以由许多天线来实现，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。不管多天线综合孔径也可以由许多天线来实现，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。各种间距取向的干涉仪测量资料通过数学方法可以求得天空射电亮度的二维分布。得到被观测天区的射电天图。
原理之四,地球自转的效应的利用从射电源上看地球上的放在北极附近的双天线干涉仪的两个天线，在地球自转过程中两个天线之间也在做相对运动。
地球自转一周，其中一个天线将绕着另一个天线描绘出一个圆路径。地球自转一周相当于把可移动天线逐次地放到,等效大天线,各个地方。
地球自转效应的利用从射电源上看上图：天线 A
和 B的运动下图天线 B在地球自转 12小时中位置的变化计算任务繁重综合孔径原理在 1954年已由实验证实是正确的，但因要处理异常多的观测数据，计算量特别大，在 50年代还没有储存容量足够大、计算速度足够高和的计算机来完成资料的傅里叶变换。到了 60
年代随着计算机的发展，综合孔径射电望远镜的发展才有了可能。
密云综合空间望远镜只需解决沿东西方向上各个单元之间不同间距问题。所以大多数综合孔径望远镜是东西排列。北京天文台密云综合空间望远镜由 28面 9米天线组成，东西排列，位置固定，最长的基线为 1080米。
实际上，由于系统的对称性，只需要 12
小时的观测就能完成一组观测 。
剑桥大学 1.6千米综合孔径射电望远镜由 3面直径 18米的抛物面天线组成，
2面相距 0.8千米，是固定的，另 1面天线放在 0.8千米的铁轨上，可以移动。
得到了 4.5角分的分辨率。
剑桥大学 5千米综合孔径望远镜（ 1971年建成）
8面口径为 13米的抛物面天线,排列在 5千米长的东西基线上。 4面天线固定,4面可沿铁轨移动。 每观测 12小时后，移动天线到预先计算好的位置上再观测 12小时，以获得各种不同的天线间距，在 2厘米波长上，分辨角为
1角分。
4，综合孔径射电望远镜双天线干涉仪只有一维分辨率，不能给出天体的图象。
1948年以后，赖尔把观测研究目标从太阳转向太阳系外广阔的空间，期望搜索更多的射电源。他发现双天线干涉仪的缺陷或不足。赖尔 提出用,孔径综合,技术来解决射电天文望远镜的高分辨率、高灵敏度和成像能力等一系列难题。
也可以由许多天线来实现，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。不管? 也可以由许多天线来实现，几面固定，几面移动，甚至全部都固定。
各种间距取向的干涉仪测量资料通过数学方法可以求得天空射电亮度的二维分布。
也就是得到了 被观测天区的射电天图。
综合孔径射电望远镜的优点是不需要制造口径特别大的天线，用两面或多面小天线进行多次观测达到大天线所具有的分辨率和灵敏度。而且，得到的是所观测的天区的射电天图。
综合孔径原理在 1954年已由实验证实是正确的，但因要处理异常多的观测数据，计算量特别大，在 50年代还没有储存容量足够大、计算速度足够高和的计算机来完成资料的傅里叶变换。到了 60
年代随着计算机的发展，综合孔径射电望远镜的发展才有了可能。
综合孔径望远镜主要贡献
1，发现一批比较暗弱、比较远的射电源把观测范围从大约 10亿光年扩大到 100亿－ 200亿光年，几乎达到宇宙的边界，或追溯到宇宙的原初时期。
这些观测结果对宇宙演化理论很重要。
2，得到一些展源的射电图，实现拍射电源的,照片”的梦想。
3，得到编号为 1C,2C,3C…… 的射电源表，是最早获得的射电源数目最多的源表。对 3C源进行光学认证的过程中，导致了天文学上极其重要的，被称为 20世纪 60
年代四大发现之一的类星体的发现。
在得到射电展源的二维图象方面取得骄人的成果 。
星系天鹅座强射电星系（射电双源）
世界最大的综合口径望远镜美国国家射电天文台的甚大阵（ VLA）
27面直径 26米的可移动抛物面天线；
沿臂长为 21千米 Y形基线放置；
最高分辨角为 0.13角秒，超过地面上大型光学望远镜。
VLBI网把甚长基线干涉仪原理和综合孔径原理结合在一起，使等效综合口径达到数千千米，成为一具特大型的粗略的综合孔径射电望远镜。
作业：
1，口径为 10米的光学望远镜，观测波长为 5500埃时，分辨角为多少？
一台射电望远镜，在波长为 5.5厘米观测波段上达到这样的分辨角，要求射电望望镜天线的口径为多少？能后实现？若用双天线干涉仪，怎样？
本章要求
1，地球大气辐射窗口
2，射电望远镜抛物面天线的功能
3，天文望远镜分辨率公式（要记住）
4，定性的了解干涉仪和综合孔径射电望远镜的原理（记住 4条基本原理）
5，赖尔为什么会获得诺贝尔物理学奖？
