阿雷西博射电望远镜

阿雷西博射电望远镜

【范文精选】阿雷西博射电望远镜

【范文大全】阿雷西博射电望远镜

【专家解析】阿雷西博射电望远镜

【优秀范文】阿雷西博射电望远镜

范文一:波多黎各、美国阿雷西博天文望远镜介绍

波多黎各、美国阿雷西博天文望远镜介绍

(1)简介

阿雷西博天文台位于波多黎各阿雷西博市,是由美国国际斯坦福研究协会(SRI)、宇宙空间研究组织(USRA)和波多黎各城市大学(UMET),在美国国家科学基金会(NSF)的合作框架下共同运行使用的。该天文台也被称为国家天文和电离层中心(NAIC),尽管从NAIC的字面上看它包括天文台及其操作人员。该天文台由康奈尔大学从上世纪六十年代开始到2011年建造完成。

该天文台射电望远镜口径1000英尺(305米),接收面积73000平方米,是世界上最大的单口径望远镜。望远镜的主要用途为三方面:射电天文学、高层大气物理学和雷达天文学。科学家们试图利用阿雷西博望远镜提出提案,给独立科学委员会进行评估。

该望远镜于1999年在影视节目中开始亮相,并在开始为SETI@home项目收集数据以后,获得普遍认可。它从2008年起被列入美国国家历史名胜名单。

图3.1 阿雷西博天文台天线远景

(2)基本参数及结构

主接收面直径为1000英尺(305米),建在一个卡斯特天坑留下的一个坑洼里。它拥有全球最大的弧形聚焦面,使得阿雷西博望远镜拥有世界上最强的电磁波收集能力。镜面由38778块穿孔的铝质嵌板所构成,每块嵌板长3到6英尺(1~2米),由网状钢缆支撑。

阿雷西博望远镜有三个雷达发射机,有效各向同性辐射功率分别为2380 MHz下20兆瓦(TW)、430 MHz下2.5兆瓦(峰值)、47MHz和300兆瓦。

该望远镜为球面反射镜,半径为870 英尺,而不是抛物反射面。对于瞄准装置,接收机通过移动来拦截由球面从不同方向反射而来的信号。抛物面反射镜在接收机离开原来位置

的时候会使得信号变散,但球面反射镜则在每个方向和位置,效果都是相同的。

接收器是在一个900吨的平台上,由18根与三个钢筋混凝土塔相连的钢缆悬吊在距离镜面150 M(500 英尺)的高空,三个钢筋混凝土塔其中一个高110 M(365 英尺),其他两个高80 M(265 英尺),它们的顶部在同一标高。该平台有一个93米长的旋转弓形轨道,称为方位角臂,搭载接收天线和第二、第三反射镜。这使得望远镜可以观察可见地方天顶(1和38度之间的−磁偏角)40°角范围内天空的任何区域。波多黎各位于北回归线附近,因而阿雷西博可以在轨道的北半部观测太阳系的行星。

天线和波束控制结构近景

原文地址:http://fanwen.wenku1.com/article/20514657.html

范文二:射电望远镜

央视为:什造么天眼给与困生买贫餐午样重要一

7

3日月世,界最大口单径电射远镜—望500米口—径面射球电望远镜(ivFhuedrne dmteerAp ertue SrhepicrlTalesecpo,简称eASFT完成最后)一反块射面元的单装吊。中国“天

”F眼AT顺利S完,举世工目!瞩近年些,从界上最世大远镜到最望深实验…室…项一项科学大程不断拓宽工中国科了的维度,被BB研C称“中国的科学为革命。”

着经随济展和发科研入投比例增,中加国的科研支出增迅长。速国现中在研在上发投入已的超过G经DP2的%,个这例比欧盟高,并且有望比在2200前达年2.5到,%超越美。

中发国的表究论研文数的量过超了除美国以的任外国何,每5家篇世界全范围引内率最高用的论文中大约有1篇会,中有国究者的名研出字。现

没有济经报回的科不研也做罢

?全在为国中国天“眼顺”完工利欢欣鼓的舞时,同也一些有“刺耳的”音声出现—“不过是‘—烟放花,与民生’益”无“、了那么花多钱探测看不见去东的西,不还如省给钱困贫学生买饭”.午......

确实,2自060起,年国政府中科研创在新上投入绝对值的就达到界世第的二水平仅次,美国于,但产出比依然却于发低国家,达重金而下砸的技成果科转也化存障在。碍

么,真的如网那友说所,没有经济报回的研科不也罢吗做?听听央视评论怎员么!说

科项目,关乎国家学科发展布局和技治政决策

们为什么要崇尚科学?我人类发进展步的史历,是就类在科人学的梯上不阶迈进断的史。无历论是早的期汽机开蒸启业工化代,时是还互网把联类人带入息化时信代,技科是打都新时开大代的门一把匙。钥

大科学工,或程者重大说科技工程,本身既是其许学科领域多展开新研究不可创少的缺技和手段术支,撑也是科学技高度术展的发合体综和现彰显国家科技力的重要实志。它标立足于家国重战略需大,是一求个跨学、科跨领域跨层、次且要需大科技量资源成集和多位单协的作复巨系统杂。

学科工程国家在代化现建中占设有常重非要地位,的对治政经、、社济会科技、国、等防有着巨的大略战用作也真,切反映了地一个家的综合国力。正因如此实,它规划的和立决项往往涉策及国发展家战略,需要国从发家展略战全的高度,集局力量和中优势来实和施推动可。以说大科学工,的程出和提实,本身施但反映不科了家学科对学展趋势发和问的科学题判,而断且现了体个国家一自身对技科发展布的局战略选择和政决策治。

科技

民生与从,就来是不与熊掌鱼关的系

事上实大科,工程学往往具有较的产业强关联度,对国经民部

济门的溢出效“应”非高常例。,如国的我大飞机制造工程年来近入投巨大C,199等飞机制造也大得了长取足进步。的研在制飞机大的过中程需,要学跨科全、方的努位力一旦取。突得破,将为国的材我科料学、子电技、航术空天航、密精工业、器仪仪表诸多产业等来成带和效果,益这将极地大哺工业、反制业和民生造领域。

又如,针对疾疟那的战役,场投入之在初谁都不清看前,更路是政多层面对于治抗美援的越量。考而然,多年许,当后呦屠呦在诺贝站医学奖尔的奖领台上,时我才们看清,这项能大科学工程于对人类究竟意有义多深远

。大科

学时背景代下,科与技经济、会社、然以及人自的关类系,都生发根本了性改的变。科与技术学的互相作用来越强,越限界也越越模来,并日糊走向一益化。而一个体家的国科学技术实,力来越取越于决组大织学科工、组程织大重科技目、项握关掌技术键的能力

坚信定心,鼓探索,励包容失

向“着界科技强国世断前进”是不新时的代题主,与们每我人个有。应关该热期盼能有切更多的科大学工程问并取世得突破为塑,国家造的技竞科力争积蓄和未发展来的能潜助力,为家国经建济、设防国建设社和发会展做战略出性基础、和前瞻性的贡性献。

然当有质,声疑也好有的面,一疑质声越大代表监督的,量力大越随。国着家入投加,数量庞大增科的研基金不能决大水漫灌,一定要严格落,实支持重在要项目、育培秀人才优上发更大作挥。用果每如家一研科构,都机能科有效学管地基金理避,寻租免败、腐挥浪费霍,么那众公一定会加坚更定对国中研的科心,信励探鼓索、容失败包。

关读阅

:地球上很

人吃不上多饭为么还要什索探宇宙

面对

耗巨大的航天资项目许,多可人能都会这有样的问疑。170年,9名赞比亚一女Ma修y rJucudan信N致AS航行A中心学副科监史都总格林士,博问了同问题。史都林样很格回信快。NAAS随以《为后么什探索要宙》为宇题标这将真挚的回信封表—发爱亲Ma的r yuJucnad修女:

先,请首许我向你允以及你勇敢姐的们妹表达深的深意,你敬们献身于类人最崇的事业:帮高身处助困的境胞。同

在详细明说我的太们空目项如帮助解决地何上面的危之机前我,先想短讲简个真实一故的事4。0年0前德国,小某里镇一有位爵伯他,将自己收入一大的部分给捐镇了上的穷子,人这十令分钦人。佩一,伯天碰爵了到个一怪奇人的,他中家有一工作个和一台个小实验。他白天卖力工室,作上的几晚时的时间专心小进行究研把小玻。璃研磨成片镜片,后把然研好的镜磨片到装

镜筒,里此用观察来小细物件。的伯爵这被个所未前见的以可把西放东观察大的小发迷明了。他住请邀个怪这人住了他到城的堡,里作为伯的爵客,此后门可他专以投心所有的时入间来研这究光学器件些。

然,而子上的镇人得后知,很都气生。我“们还在受疫的瘟,苦他”抱怨们道“而他却为那,个闲人和没他用爱的好乱花钱”!爵听到伯后为不所。动

果不然其他的。作获工了得丰厚的回:报微显。显微镜的镜明给医学发带来前所未了有的发,展由此开的展研究及成果其消除,了世上界大分部区地肆虐的疫和其瘟他些一染性疾传。

病伯爵

支为这项研持究发所花费的明钱,金其终结果最大大减轻人了类遭所受的难苦这回报,远远过超单将这些纯钱用救济来那些受瘟遭疫的。人

解决饥

问题饿的关键两有部:分食的物产生和食的物发。食物放的生所涉及产农业、畜的牧、业渔及业他其大规生模活产动世界上的在一地些高效区高,而产有的地区在则量严重不产足。过通高技科手段如,灌管溉,理料肥的用使,气预天,产报评估量程序化,种植农,优田选作,的物习性耕作与间选择时和农物作调及查割收划计,可显著提以高土的生地产效率。

造地球卫星疑是无进改这两个关问键题最有的工具。在远力离面的地行运轨道,卫星上能在够很的时短里扫描大间片陆地的可以同时。观计算农察物作生所长需要多项的指,标土壤、情、雨旱雪气等等天,并且以将这些可息广信播至面接地收站便做进一以处理步事。实明,证配有备土地资源传器感及应相农的业程的人序卫造系星,即便是最统简的型号单,能也给作农的年物量产来数带十亿美元计以提升。

登月的程工需历史要上前所未的有高度精高和可性靠面。对如严苛此要的求,们我寻找新材料,新要法方;开出发好的更工程系统用,更可的制靠作程流让;仪的工作寿命更长器;久至甚需探要全新的索自规律然

些为这登月发的明技术同样可新用以地于上的工面项目。每年程都有大概,0100从项太空目中项发展来的新出术被技用于日常活中,这生技些术造出打更好的房厨具用和农设场备,好的缝更纫和机收音机,更的好轮船和机,飞更确精的气预报和风暴预警天,好的通讯设更,更好施医的设疗,备乃更好的至常日工小。具你可会问能为么先什计出宇设航登员舱的月维生系统而,是先为不力听碍障者患造出声有阅读备呢。设案答很简单:决解工程题问时重要的技,术破突往并不是按往就部直接班到的,得而是自能来够激发强大创新精出神,能燃够起的想力和象定的坚动行,以力及

能够整合所好有资源充满的挑的目战。标

太空旅行可置疑是无项一充满战挑事业。通往的星火航行的并能直不接提食物解供决饥荒题问。而然,它带所来大的量技新术新和法方可以在火星项用目之,外将产这生倍于数始花原的费益。收

由美国府政控制提并供资金持的所支有活动,中空项太无目最引人瞩目疑也容易引起争最议。尽管仅其占全预算的1.部6%不到,民全产生总值的千分之三作。为技术新的驱动和者化催剂,空太目项开了展多项础基学的科究,它研地位注的不定同其于他动活。某种从义上来意说以太,空目对项会的社响影,地其位当相3000于4—000前的年争战动活。

如果国之间不家比拼轰炸机和远再程弹导,而代之取比拼球月船飞的能,性将避那免多战乱少之苦聪!慧胜的者利满怀希将望,败者失也用饱不痛尝苦不,再下埋仇恨种的子,不再来复仇的战带。争

空太探不仅索给仅类人提供一面视审自的镜己子它还能给我们带来全,的新技术全新的挑,战和取进神精以及面,对严现实峻问题时依然观乐信的心自。态我信,相人类从宙宇中到学的充分印证了,Abert lchwSiteezr句名那言“:我心忧忡地忡待看未来但仍满怀,美好的望希。”

向您和您的孩子们致以我真最的挚敬!意

您诚的挚恩斯特史·都格林

阅读详情:http://www.wenku1.com/news/BD38999D12DB0064.html

范文三:射电望远镜

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。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 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!

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!

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。

主要代表

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。贵州平塘的射电望远镜FAST是现在世界上最大口径的射电望远镜。

在建项目 亚洲最大

2012年3月,65米口径可转动射电天文望远镜工程在上海佘山脚下紧张施工,这将是亚洲最大的该类型射电望远镜,总体性能在国际上处于第四位。据介绍,这台望远镜属于中国科学院和上海市政府重大合作项目,已于2012年10月28日在沪启动。

性能参数

据了解,这台65米的射电望远镜是中国科学院和上海市人民政府于2008年10月底联合立项的重大合作项目。

接收范围覆盖8个波段,总体性能列全球第四

这台65米的射电天文望远镜如同一只灵敏的耳朵,能仔细辨别来自宇宙的射电信号。它覆盖了从最长21厘米到最短7毫米的8个接收波段,涵盖了开展射电天文观测的厘米波波段和长毫米波波段,是中国目前口径最大、波段最全的一台全方位可动的高性能的射电望远镜,总体性能仅次于美国的110米射电望远镜、德国的100米射电望远镜和意大利的64米射电望远镜。

望远镜采用的修正型卡塞格伦天线能在方位和俯仰两个方向转动,下方轨道上有6组共12个轮子驱动天线的方位转动,上方的俯仰大齿轮控制天线的俯仰运动,这使得望远镜可以以高精度指向需要观测的天体和航天器,其最高指向精度优于3角秒。

望远镜的主反射面面积为3780平方米(相当于9个标准篮球场),由14圈共1008块高精度实面板拼装成,每块面板单元精度达到0.1毫米,代表了国内大尺度高精度面板设计与制造技术的最高水平。

主反射面的安装则采用了国内首创的主动面技术,在面板与天线背架结构的连接处安装有1104台高精度促动器,用以补偿跟踪观测时重力引起的反射面变形,提高高频观测的天线接收效率。促动器的单位精度可达15微米,即一根头发丝直径的一半左右。

望远镜坐落的轨道由无缝焊接技术全焊接而成。这是国内首次采用全轨道焊接技术,解决了轨道焊接变形等多项技术难题。 观测不易受地面电磁干扰

——重要功能——

1 探测遥远的“地外文明”

2 可寻找第一代诞生的天体

3 用于太空天气预报

4 带动中国制造技术发展

5 服务中国航天项目

信号距地球3.7万光年

养在佘山“深闺”数年的一位探索宇宙奥秘的世界级“高手”,昨天正式“出山”。不必受限于天气的好坏,凭借它多个波段的“耳朵”,这座亚洲最大、总体性能世界第四的大型射电望远镜,可以灵敏地“倾听”来自宇宙深处各类天体发出的射电信号,进而展开测量和研究。昨天下午,该望远镜接收到了首个信号,它来自距离地球3万7千光年的区域。 全球最大

为了争取国际最大规模的射电望远镜合作计划来华,中国正在贵州省“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年开光。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。

中科院院士、原国际天文学联合会副主席叶叔华表示,FAST最大的技术成就是解决了球面镜随时变抛面镜这一难点,中国是世界上首个掌握该技术的国家。选择贵州省,是因为要做一平方公里大口径的射电望远镜,估计要有30个望远镜拼在一起。中国贵州有很多巨大的山谷,足可以放这样一个望远镜。

科学家们自1994年提出项目建设规划后,就苦苦搜寻、反复论证近10年,才确认大射电望远镜FAST探测基地落户在贵州省平塘县一片名为大窝凼的喀斯特洼地。“大窝凼不仅具有一个天然的洼地可以架设望远镜,而且喀斯特地质条件可以保障雨水向地下渗透,而不在表面淤积,腐蚀和损坏望远镜”,FAST工程办公室副主任张海燕说。 这里是喀斯特地貌所特有的一大片漏斗天坑群——它就像一个天然的“巨碗”,刚好盛起望远镜如30个足球场面积大的巨型反射面,望远镜建成后,将会填满这个山谷。

未来展望 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,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。您见过口径达到500米,“塞满”整个山谷的望远镜吗?这就是世界上最大单口径射电望远镜——已于2008年12月底在我国正式开工建设的、相当于30个足球场大的FAST望远镜。

不仅中国的天文学家为之振奋,全世界的天文学家也在紧盯FAST——寄希望于这个最大的“天眼”或许能找到外星人,并解开宇宙起源之谜。

FAST设计综合体现了我国高技术创新能力,代表了我国天文科学领域先进水平,并将在未来20年至30年内保持世界领先地位。

阅读详情:http://www.wenku1.com/news/DF29904C137B2E3F.html

范文四:射电望远镜

40m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。

查看精彩图册

目录

基本原理

基本指标

灵敏度

分辨率

简史现状

类型介绍

连续孔径

非连续

全可转型或可跟踪型

部分可转型

固定型

特点优势

观测网络

在建项目

亚洲最大

信号距地球3.7万光年

全球最大

主要代表

未来展望

展开

基本原理

基本指标

灵敏度

分辨率

简史现状

类型介绍

连续孔径

非连续

全可转型或可跟踪型

部分可转型

固定型

特点优势

观测网络

在建项目

亚洲最大

信号距地球3.7万光年

全球最大

主要代表

未来展望

展开

编辑本段基本原理

经典射电望远镜[1]的基本原理[2]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。

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。

1962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一天体的无线电波,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。

目前射电天文学领域已经广泛应用长基线的干涉技术,将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。

编辑本段基本指标

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

射电望远镜

。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办法有降低接收

阿雷西博天文台射电望远镜

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。 编辑本段简史现状

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。 甚大阵射电望远镜

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。

大型射电望远镜阵列

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。

编辑本段类型介绍

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。

连续孔径

主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜。

非连续

以干涉技术为基础的各种组合天线系统

世界最大射电望远镜

。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。

正在建设中的射电望远镜

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。

编辑本段特点优势

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。

编辑本段观测网络

中国、日本、韩国三国科学家正利用他们共同构建的世界最大射

射电望远镜结构

电望远镜阵,探测银河系结构、超大质量黑洞等深空奥秘。

三国天文学界在各自独立开发的射电天体探测网基础上,整合了东亚地区直径约6000公里范围内19台射电天文望远镜,覆盖了从日本小笠原、北海道至中国乌鲁木齐、昆明的广阔地域,成为世界上最庞大的射电天文观测网络。如果配合日本“月亮女神”绕月卫星上搭载的观天设备,这个望远镜阵的直径将会扩展到2.4万公里。

东亚甚长基线干涉测量(VLBI)观测计划中方科学家、中国科学院上海天文台研究员沈志强31日说:“中国天文学家经过30多年努力建成的VLBI网,对国际上射电天文学的研究,做出了很大的贡献。我们还成功地将VLBI技术用于中国首颗绕月卫星的测轨工作,已取得巨大成功。”

甚长基线干涉测量是国际天文学界目前使用的一项高分辨率、高测量精度的观测技术,用于天体的精确定位和精细结构研究。一个完整的VLBI观测系统通常由两个以上射电望远镜观测站和一个数据处理中心组成。中科院VLBI观测系统目前由上海25米直径、北京50米直径、昆明40米直径和乌鲁木齐25米直径等4台射电天文望远镜,以及上海数据处理中心组成。 沈志强说,各观测站同时跟踪观测同一目标,并将观测数据记录或实时传送到数据处理中心,计算机依靠这些观测值计算得出目标天体的精确位置。

中国VLBI网三周前刚进行了一次远程数据采集、海量存储、数据处理实验,利用高速互联网将VLBI观测数据,实时传送到数据处理中心并进行实时相关处理,以取代传统的VLBI数据邮寄方式。半个月前,包括上海和乌鲁木齐两个观测站在内的世界17个射电望远镜观测站进行的实时接力观测演示,也获得成功。

东亚VLBI观测网的主要工作将是完善日本射电天体探测计划正在绘制的银河系图。日本科学家相信,由12台望远镜组成的日本射电天体观测网,加上中国的4台望远镜以及韩国刚建成的3台21米口径望远镜,恒星定位的精度将成倍提高。

“这一独特的工作将帮助我们获得关于星系结构的优质数据。”日本国立天文台电波天文学教授小林秀行在接受新华社记者采访时说。

韩国和日本科学家正在开发一种特制的计算机,用于整合海量的观测数据,这套计算设备,计划于明年底在韩国首尔投入使用。科学家预计,东亚VLBI观测计划将于2010年全面展开。 自400年前意大利人伽利略首次用望远镜观测星空,人类通常靠光学设备进行天文学研究。人们后来发现,天体除了发出可见光,还发出电磁波。1932年,美国贝尔实验室工程师卡尔·央斯基偶然发现了来自银河系中心的电波,射电天文学从此发端。碟状天线一般的射电天文望远镜,通过接收天体无线电波或主动发射电波并接收回波,确定遥远天体的形状的结构。[3] 编辑本段在建项目

亚洲最大

2012年3月,65米口径可转动射电天文望远镜工程在上海佘山脚下紧张施工

亚洲最大可转动射电望远镜将在沪建成(3张)

,这将是亚洲最大的该类型射电望远镜,总体性能在国际上处于第四位。据介绍,这台望远镜属于中国科学院和上海市政府重大合作项目,已于2012年10月28日在沪启动。

性能参数

据了解,这台65米的射电望远镜是中国科学院和上海市人民政府于2008年10月底联合立项的重大合作项目。

接收范围覆盖8个波段,总体性能列全球第四

这台65米的射电天文望远镜如同一只灵敏的耳朵,能仔细辨别来自宇宙的射电信号。它覆盖了从最长21厘米到最短7毫米的8个接收波段,涵盖了开展射电天文观测的厘米波波段和长毫米波波段,是中国目前口径最大、波段最全的一台全方位可动的高性能的射电望远镜,总体性能仅次于美国的110米射电望远镜、德国的100米射电望远镜和意大利的64米射电望远镜。 望远镜采用的修正型卡塞格伦天线能在方位和俯仰两个方向转动,下方轨道上有6组共12个轮子驱动天线的方位转动,上方的俯仰大齿轮控制天线的俯仰运动,这使得望远镜可以以高精度指向需要观测的天体和航天器,其最高指向精度优于3角秒。

望远镜的主反射面面积为3780平方米(相当于9个标准篮球场),由14圈共1008块高精度实面板拼装成,每块面板单元精度达到0.1毫米,代表了国内大尺度高精度面板设计与制造技术的最高水平。

主反射面的安装则采用了国内首创的主动面技术,在面板与天线背架结构的连接处安装有1104台高精度促动器,用以补偿跟踪观测时重力引起的反射面变形,提高高频观测的天线接收效率。促动器的单位精度可达15微米,即一根头发丝直径的一半左右。

望远镜坐落的轨道由无缝焊接技术全焊接而成。这是国内首次采用全轨道焊接技术,解决了轨道焊接变形等多项技术难题。

信号距地球3.7万光年

养在佘山“深闺”数年的一位探索宇宙奥秘的世界级“高手”,昨天正式“出山”。不必受限于天气的好坏,凭借它多个波段的“耳朵”,这座亚洲最大、总体性能世界第四的大型射电望远镜,可以灵敏地“倾听”来自宇宙深处各类天体发出的射电信号,进而展开测量和研究。

昨天下午,该望远镜接收到了首个信号,它来自距离地球3万7千光年的区域。[4] 全球最大

为了争取国际最大规模的射电望远镜合作计划来华,中国正在贵州省“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,预计2014年开光。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。

中科院院士、原国际天文学联合会副主席叶叔华表示,FAST最大的技术成就是解决了球面镜随时变抛面镜这一难点,中国是世界上首个掌握

FAST示意图

[5]

该技术的国家。选择贵州省,是因为要做一平方公里大口径的射电望远镜,估计要有30个望远镜拼在一起。中国贵州有很多巨大的山谷,足可以放这样一个望远镜。

科学家们自1994年提出项目建设规划后,就苦苦搜寻、反复论证近10年,才确认大射电望远镜FAST探测基地落户在贵州省平塘县一片名为大窝凼的喀斯特洼地。“大窝凼不仅具有一个天然的洼地可以架设望远镜,而且喀斯特地质条件可以保障雨水向地下渗透,而不在表面淤积,腐蚀和损坏望远镜”,FAST工程办公室副主任张海燕说。[6] 这里是喀斯特地貌所特有的一大片漏斗天坑群——它就像一个天然的“巨碗”,刚好盛起望远镜如30个足球场面积大的巨型反射面,望远镜建成后,将会填满这个山谷。

观测不易受地面电磁干扰

由于望远镜坐落于“大窝凼”凹坑内,所以非常适合观测。另外,大射电望远镜的观测虽然不受天气阴晴影响,但在选址中对无线电环境要求很高。调频电台、电视、手机以及其他无线电数据的传输都会对射电望远镜的观测造成干扰,就好像在交头接耳的会议上无法听清发言者讲话一样。大射电望远镜项目要求,台址半径5公里之内必须保持宁静,电磁环境不受干扰。 张海燕说,大窝凼附近没有集镇和工厂,在5公里半径之内没有一个乡镇,25公里半径之内只有一个县城,是最为理想的选址。有了FAST,边远闭塞的喀斯特山区将变成世人瞩目的国际天文学术中心,成为把贵州展现给世界的新窗口。

——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。

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。[7]

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。[8]

编辑本段主要代表

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。贵州平塘的射电望远镜FAST是现在世界上最大口径的射电望远镜。

编辑本段未来展望

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,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。

阅读详情:http://www.wenku1.com/news/6608E009CF49056B.html

范文五:射电望远镜radiotelescope

射电望远镜 radio telescope

With the massive facility officially beginning to operate on Sunday, leading scientists told China Daily that foreign scientists will be welcome to use China's gigantic

Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope, known as FAST.

中国的500米口径球面射电望远镜于周日(9月25日)正式开始启用,负责该项目的科学家们表示,欢迎外国科学家们使用该望远镜。

It is a single-aperture telescope the size of 30 soccer fields, located in Guizhou province in southwestern China.

这是一个单口径望远镜,拥有30个足球场大的接收面积,位于中国贵州省。

这两天的新闻报道中多次出现FAST这个词,不过要注意的是,这里的FAST是个缩略词,指的是Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope,即“500米口径球面射电望远镜”。 光学望远镜(optical telescope)和射电望远镜(radio telescope)都是观测宇宙天体的重要工具。二者的区别在于:光学望远镜是用于收集可见光的一种望远镜,并且经由聚焦光线,可以直接放大影像、进行目视观测或者摄影(create a magnified image for direct view or to make a photograph)等;射电望远镜接收的是肉眼看不到的射电波(radio waves),跟接收卫星信号的天线锅类似,通过锅的反射聚焦,把几平方米到几千平方米的信号聚拢到一点上。因此,FAST的工作不是“看”,而是“听”,依靠500米口径的“大耳朵”来“收听”太空深处物体发出的无线电波。

FAST落成之后便成为世界上最大的射电望远镜,比位居第二的望远镜直径多出200米(surpassing the second-largest by 200 meters in diameter)。其综合观测能力提高了约10倍,将在未来10到20年保持世界领先地位。在FAST之前,世界上最大的单口径射电望远镜是位于波多黎各的阿雷西博天文台(Arecibo Observatory),直径为305米,后扩建为350米。

FAST能做什么?

survey natural hydrogen in the Milky Way and other galaxies 观测银河以及其他星系的自然氢

detect new galactic and extragalactic pulsars

探测新的银河系以及外银河系脉冲星

find out where extraterrestrial life might exist

找寻外星生命可能存在的地方

detect dark energy

探测暗能量

help us understand the evolution of galaxies

帮助我们理解宇宙的演化

阅读详情:http://www.wenku1.com/news/B380439E665375C5.html

范文六:墨西哥建成全球最大射电望远镜

维普讯 ht资p:/tw/w.cwviq.poc

m▲

墨西 哥 总 福 统克斯 20 年 月 120 6 12日 宣布 ,  经其 中恒的星 行 和进行 研 星究。 这 架 型新望 远 镜 将 捕 捉 波 能长 1为 米 的3  ~无毫 过 期为 两 年调的节 测 试,他 们 目前 已经建 造 成

全球完最 大 的射 电望 远镜 。 该山顶望 远 可镜 以 让 天 线  波 电,于位一这波的无段电线信号 于处无电波 线

学 们 家 测观到 .l 亿万 年前 的 宇 ,宙 开揭 宙  与宇红 外 之线间 。无线 电波 会不 宇 宙因 尘而埃发 生 偏 34

形 成的 秘

奥离, 也不 会距随 离增加 而减弱 。因 此从 理 , 上论

这是墨西 哥 史有 来以 最的大科 学项 。目这 座泛 说  , 架 这 射望 电远 镜够 获能 得年 龄超 过 10岁 宇 3 亿

白色 微 的建光筑 看, 上去 像 一 巨大个 的卫 天星  天 体宙 详的 信 细 息  。 线 ,位 于海拔 4o米 的耶 那西火 山顶 上 碟 型, 线天 5

o 相之比下。这 台 口 径 5达 米的 型巨 毫米波 望远  0

盘的 径为 5米 造, 高 价达1 亿 美 元。 西耶那 火 山 镜 将 使 以前建 成 的任 何 大 型 毫 波米 远 望 镜黯然 失  0. 2 座 落 于波伯 拉 州 中心的 为, 西 哥 六墨大 火 山 之 一 色,,与 其众 多 辈前 相比 , 它在性能 方 也面 独将 占  鳌  比美国大 上陆的任 一 座何 峰山都 要 高由。 于 这高一  头:它 够能 捉 宇 宙 捕最 微间 弱 天的 发 出的体电磁 信  耸人 的望云远镜 实 际上 是一部 大巨 带的 有 传感器 的  号举个。 其 简极 单的例 子我们 就 以可 出 ,这看 台望 天  线, 将能 受 接来 自于 01 前7 的宇 宙 毫 波米。 镜远功 能 到底 有多强 : 如 果有一 天人 们 够能在 月球 3 ̄, 年 天  文 学们家会 用利 远望 镜 所 获取 的早期 宇 宙信 息  来使上 用手 ,机 那地 面么科 学 家便能 通过 该够望远 镜   制更 绘详 细的 期 早宙 恒 宇星 及星系 图 科。学家 们还  的帮 助捕捉 到 来 自 球月 手的 信机号 。 囹   将过 该望 通镜 远收 集离 我 们 近最 的系星 的料 资并对 摘  一 j

利 技   2{( I  2 Ij ;I  L { 0I 6 I l91l

*物

理 学*

感 觉的 物 质 基 础

从小别 针落 地 到 弹 炸的炸爆 ,从皮 肤气味 细 的么 由同样 细胞 组成 的感 觉网 系络 统 如 是 何觉 大 感 范腻 差 别 到浓烈 香水 的 芬 芳环 ,境 号信变化 常大非 , 变围 的环 境 信 号 呢 ?化 nuK和h 同事 说, 答案 在

io i 那c 么 人体 是如 何 感 应 种这 大范 变围 化 的物质 刺  于激由这些 细 胞 形 成网络 的 所现出的 动学 力。应 用统

呢 ?O a eK un h 和M ar  o el 出 版 的5 计物 理  学的 中络网理 论 ,研究 员人发 现 由“ m s  oic iu o pCl 在 月i 活 力元

《自然一物 学理》上这对 问个进题 了解行 。新释研 素  ”构 成的络网能 极 大地提 高 感 应 能力. 能既 觉  究 有感助于 提我们高对 感 系觉处 理统 环 信 境号过程 的  小 小混 的 ,也乱能 觉察 未 尚来到 大的 人 。  侵 识认。   精神 理学物研 究 觉 感 物 与刺 质激间 的关系 新 .以 的前研曾究人吃惊令发地 ,组现感成系觉统 发现 该 领为域奠 定 一 个 清了 的晰物质 础基 论 。理  的囹单 个细 胞只 能 相 当小对范 围 刺的激 做反 出 应. 那 捕l f I_2X6 5 Ij l    I (1{q: I   I l J}  7f

xe e u

阅读详情:http://www.wenku1.com/news/F1837BEBB636BD44.html

范文七:庞大的射电望远镜家族

射电望远镜的历史虽然还不足80年,却经历了从小口径到大口径、从单天线到多天线、从米波段到毫米波段、从地面到太空的发展过程,就步入了鼎盛时期。时至今日,尽管射电望远镜的种类五花八门,但基本结构都是由天线、接收机、数据采集系统、支撑结构和驱动系统组成。射电望远镜的品质主要取决于灵敏度和分辨率,天线口径越大,灵敏度就越高,分辨率也越高。

建造大型射电望远镜,面临巨大的技术困难。要使硕大的天线运转自如、准确地指向天空中的任选方向、精确跟踪观测目标都决非易事,而天线表面的加工精度要达到波长的1/20则更为困难。天线的自重、风力和温度的变化还会导致天线表面变形。天线越大、观测波长越短,问题就越突出。那么,这些困难是怎样克服的呢?

大型单天线射电望远镜

世界上现有两架口径百米级的可跟踪射电望远镜,一架在德国,一架在美国。

1968年,德国开始建造口径100米的可跟踪射电望远镜,而且尽量把观测波段扩展至毫米波。望远镜坐落在德国波恩市西南的埃费尔斯贝格。1972年8月此镜启用,成为当时口径最大的可跟踪射电望远镜。它的100米大天线由2372块长3米、宽1.2米的金属板排列成17个同心圆环构成,总质量达3200吨。每块金属板下面部安装可调节的特殊支撑结构,根据精确测出的天线表面形变数据,可以通过机械装置调整面板,使整个天线表面保持应有的抛物面形状。这是射电望远镜历史上首次采用“主动反射面”技术。埃费尔斯贝格射电望远镜的观测波段从3毫米-90厘米。它的巡天观测发现了很多相当弱的射电源,并率先在毫米波段观测到脉冲星的辐射。对射电星系、星系核、分子谱线源等也都有上佳的观测结果。

1972年,美国格林班克国家射电天文台建成一架口径91.5米射电望远镜,观测成果也很丰硕。1988年11月它突然倒塌,美国天文学家遂筹划建造一台世上最好的可跟踪射电望远镜。此时德国的埃费尔斯贝格100米射电望远镜已有近20年的历史,美国科学家决定也造一架口径100米的射电望远镜,但在天线“表面保全”技术、观测波段和天线效率等方面都要超越德国。这架望远镜的天线由2004块金属板拼成,采用自动化程度很高的主动反射面系统,可保持表面的形状与理想形状相差不超过0.22毫米!望远镜的观测波段从2.6毫米~3米。整个射电望远镜放置在直径64米的轨道上,可进行水平方向的运转。仰角方面的运转由一个巨型齿轮来实现,可以观测仰角5°以上的天空。这架望远镜于2000年建成,世称格林班克望远镜(简称GBT),又译绿岸望远镜。

20世纪60年代初,美国建成了口径305米的阿雷西博射电望远镜。它隶属康奈尔大学,迄今仍是世上口径最大的固定式射电望远镜,也是灵敏度最高的单天线望远镜。它的天线以一个喀斯特地貌的碗形大坑作为底座,由固定岩层上的钢索网支撑。望远镜是固定的,不能跟踪观测。天线是球面的,来自某个方向的射电波从被照射到的那部分球面反射到一条焦线上。不同的方向有不同的焦线,因此可以观测不同方向上的射电源。望远镜有一个庞大复杂但运转灵活的馈源平台。平台重约900吨,悬挂在球面反射面上空137米处,由18根钢索拉住,钢索栓在3座高约100米的铁塔上。加固这些铁塔,就用了8321立方米的混凝土。阿雷西博射电望远镜成果骄人,例如1974年美国天文学家约瑟夫‘泰勒和拉塞尔‘赫尔斯用它发现了第一个射电脉冲双星系统,并因此荣获1993年度的诺贝尔物理学奖。

毫米波和亚毫米波望远镜

毫米波的波长范围为1毫米~10毫米,亚毫米波的波长范围为0.35毫米-1毫米。绝大部分星际分子谱线都处在毫米波和亚毫米波波段,这促进了毫米波和亚毫米波射电望远镜的诞生和发展。

地球大气层没有为毫米一亚毫米波段充分敞开窗口。氧和水汽对某些波长辐射的吸收,导致只能让另一些波长的辐射通过,或者说只是开了一些“小窗口”。地球对流层水汽含量越多,这些小窗口的透明度就越差。因此,毫米波天文台部设在海拔2000米以上,亚毫米波天文台则应在海拔4000米以上。

早期的毫米波射电望远镜口径都很小。一批口径13.7米的毫米波射电望远镜算是中等的了,现在仍在中国、美国、韩国、西班牙、巴西等国服役。当今最大的是日本野边山的45米口径毫米波射电望远镜,工作波长为1毫米-1厘米。其主反射面由600块面板拼成,采用主动反射面系统,整个天线表面与理想抛物面相差仅约90微米。

亚毫米波射电望远镜的建造更困难,因此天线口径都比较小。世上口径最大的亚毫米波射电望远镜于1983年开始建造,1987年竣工,天线口径为15米,坐落在美国夏威夷的莫纳克亚山上。它以著名物理学家麦克斯韦(James Clerk Maxwell)的名字命名,简称JCMT。其抛物面天线由276块金属面板组成,面板表面精度优于50微米。为保持和控制天线周围的环境温度,望远镜置于一个天文圆顶中,屋顶和门均可随时打开。

“综合孔径”的创新

单天线的射电望远镜越做越大,其分辨率却还是远远赶不上光学望远镜,而且成像能力很差。双天线的射电干涉仪大大提高了分辨率,但仍不能像光学望远镜那样给出天体的视觉图像。英国天文学家赖尔发明综合孔径射电望远镜,逐步实现了射电天文观测在分辨率和成像能力两方面部赶上和超越光学天文望远镜的目标。

“综合孔径”这一概念,可以概括为“化整为零,聚零为整”八个大字。一面大型天线可以分解为许许多多小单元。用大天线观测实际上是由这些小单元组成的众多双天线干涉仪的观测之总和。赖尔发现,只需用拆分大天线所得的一部分有代表性的小单元进行观测,就能获得用大天线观测所得的天体射电辐射强度分布的信息;对于稳定的射电源,这些观测可以非同时进行。这就是“化整为零”的含义。观测资料的分析处理,则是“聚零为整”的过程。

最简单的综合孔径射电望远镜可以用两面天线组成。一面固定,以它为中心画一个圆,等效于一个“大天线”;另一面天线可以移动,逐次放到“等效大天线”的各个位置上,每放一处都进行一次射电干涉测量。当然,这种观测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。测得“等效大天线”上各种间距和所有方向的相关信号后,对测量资料进行特定的数学变换,即可获得被观测天区的射电天图。   1963年,英国剑桥大学建成基线长1.6千米的综合孔径射电望远镜,得到4.5′的分辨率。1971年,剑桥大学又建成等效直径5千米的综合孔径射电望远镜。在5千米长的东西基线上,排列着8面口径13米的抛物面天线,其中4面固定,4面可沿铁轨移动。观测资料经计算机处理后,便得到一幅所观测天区的射电源分布图,宛如为该天区拍了一幅照片。该望远镜容许工作到2厘米波长,所得角分辨率在1″上下,可与高山上的大型光学望远镜媲美。发明综合孔径射电望远镜是天文技术的重要里程碑,赖尔为此而荣获1974年度的诺贝尔物理学奖。

剑桥大学5千米综合孔径望远镜硕果累累。天鹅座射电源的图像是它的经典之作:在遥遥相对的两个延展射电源之间,有一个致密的点源——星系核,后者正连续不断地向两个延展射电源提供着能量。

百花齐放的“综合孔径”

赖尔的成功在国际上引发了“综合孔径”百花齐放的局面。就波段而言,有以米波、分米波、厘米波为主的,还有以毫米波、甚至亚毫米波为主的综合孔径望远镜。

美国的甚大阵(VLA)是迄今最先进的综合孔径射电望远镜。它从1961年开始筹划,经过20年的努力,终于屹立在新墨西哥州的一个荒原上。望远镜由27面直径25米的可移动抛物面天线组成,安置在呈Y形的3条臂上,每条臂上各有9面天线,可沿铁轨移动,堪称蔚为壮观。其中2条臂长21千米,另一条长20千米。甚大阵天线的总接收面积达53000平方米,相当于口径130米的单天线,其最长基线是36千米。在最短工作波长0.7厘米处,最高分辨率达到0.05″,已大大优于地面大型光学望远镜!它在灵敏度、分辨率、成像速度和频率覆盖4个方面,全面超越了英国剑桥的5千米综合孔径射电望远镜。

荷兰的威斯特博尔克综合孔径射电望远镜(简称WSRT),落成的时间甚至比英国剑桥的5千米综合孔径射电望远镜还早,于1970年7月启用。它由14面直径25米的抛物面天线组成,沿东西向排列在长2.7千米的基线上。其中10面天线固定,4面可在铁轨上移动,观测波长范围是3.4厘米~1.2米,灵敏度是剑桥5千米综合孔径望远镜的6.5倍。

澳大利亚综合孔径射电望远镜(简称ATCA)于1984年开建,1988年投入使用,正式名称为“澳大利亚望远镜致密阵”。它由6面直径22米的天线组成,最长基线为6千米,观测波段从3毫米-21厘米,是目前国际上主要用于毫米波观测的最大综合孔径望远镜。

印度米波综合孔径射电望远镜(简称GMRT)于1994年建成,是当今米波段灵敏度最高的望远镜,位于德干高原上普纳市以北80千米处。那里电磁干扰很小,非常适合米波射电观测。望远镜由30面直径45米的抛物线天线组成,其中14面集中在约1平方千米的范围内,其余16面沿Y形的3条臂分布,最长基线25千米,总接收面积是甚大阵的3倍。

研究日面上五花八门的射电活动现象,需要集高空间分辨率、高时间分辨率、高频率分辨率与高灵敏度于一身的射电望远镜。1967年,澳大利亚率先建成一个此类设备——由96面天线组成的射电日像仪。1990年日本开始建造耗资18亿日元的野边山日像仪,1992年4月投入观测。它由84面口径80厘米的天线组成,呈T字型(见上图),东西向基线490米,南北向基线220米。观测波段从0,88厘米-1.76厘米,空间分辨率分别达10″和5″,可以获得整个太阳的精细图像,给出日面上的射电亮度分布。

世界上首个亚毫米波段成像的射电望远镜,是美国的亚毫米波阵(简称SMA),坐落在夏威夷的毛纳基山上,于1991年开始动工,2003年底正式启用。建造亚毫米波综合孔径望远镜难度极大。不仅天线表面的加工精度要求极高,而且连接天线的馈线长度也不能有细微的变化。SMA由8面口径6米的天线组成,最长基线为500米。它的天线表面精度已达15微米-20微米,但仍对观测有不良影响,导致实际可用的天线面积减少。波长越短,影响越大。在0.43毫米波长上实际可用的天线面积仅有50%。

正在建造中的阿塔卡马大型毫米波·亚毫米波阵(简称ALMA)坐落在智利北部海拔5000米的高原上。它的规模更大,第一步是由64面口径12米的天线组成,第二步再增加12面天线。观测波长从0.3毫米~1厘米,空间分辨率可达1 0毫角秒,胜过美国的甚大阵和光学波段的哈勃空间望远镜。

甚长基线干涉技术

在理论上,综合孔径射电望远镜的基线可长达成千上万千米,分辨率也就可以提高几万倍、甚至几十万倍。但是,综合孔径射电望远镜要用馈线连接成复杂的系统,而太长的馈线却可能由于各种因素而导致天体信号的相位发生变化,并致使望远镜失灵。

甚长基线干涉(简称VLBl)不用馈线传输,基线特别长。各台射电望远镜各自独立地观测同一个射电源,把观测到的信号记录在磁带上,再把各台射电望远镜的观测数据都交由一台相关器进行干涉处理,以获得观测结果。这同用馈线把两面天线接收到的信号送往一处进行干涉处理效果是一样的。显然,这种观测方式必须做到“三个同一”,即各台射电望远镜记录在磁带上的信号必须是同一个射电源同一时刻发出的同一波段的信号。那么,怎样实现这“三个同一”呢?关键是在观测中应用极端稳定的原子钟。原子钟的精度可以达到每100万年才误差1秒。在观测时把原子钟的时间同观测数据一起记录到磁带上,就很容易确定各台射电望远镜同时观测的日寸刻。

一般干涉仪或综合孔径望远镜的各台射电望远镜都共用一台本机振荡器。但是甚长基线干涉取消了馈线连接,因此身处异地的射电望远镜必须各自拥有频率极其稳定的本机振荡器。原子钟的频率极端稳定,正好又可用作这样的本机振荡器。

甚长基线干涉要求有足够长的基线。欧洲国家的国土都不够辽阔,因此德国、意大利、荷兰、瑞典和英国于1980年联合建立了总部设在荷兰的欧洲甚长基线干涉网,简称EVN。   EVN很快又扩展至欧洲其他国家。但其覆盖的地区仍不够大,因此又力邀中国参加。欧洲网扩大到亚洲、南非,最后还包括了美国阿雷西博的305米射电望远镜,成了世上分辨率和灵敏度最高的VLBI网。网中的射电望远镜采用标准统一的接收系统和记录终端,观测数据则送到国际联测的数据处理中心去统一处理。

美国的甚长基线干涉阵(简称VLBA)由10台口径25米的射电望远镜组成,跨度从美国东部的维尔京岛到西部的夏威夷,最长基线达8600千米,最短基线为200千米。它是属于一个国家的最大的VLBI专用观测设备。每台射电望远镜都是专为干涉阵新设计的。1 986年开始建造,1993年5月竣工,总费用为8500万美元。各台射电望远镜的观测记录都送到位于新墨西哥州索科罗的望远镜阵工作中心分析处理,图像质量很高。VLBA的1 0台射电望远镜都能在3.5毫米波长上工作,在这一波长上,分辨率达到了亚毫角秒级。这使VLBA成了解决某些天体物理学难题的关键观测设备。

甚长基线干涉空间天文台

为了获得更长的基线,必须突破地球大小的限制,发展空间VLBI技术。从1986年~1988年,日本和澳大利亚的几台射电望远镜,相继同美国航宇局工作数据传送卫星的4.9米天线进行空间VLBI干涉观测实验并获成功。1989年日本正式开始实施“VLBI空间天文台计划”,简称VSOP。

1997年2月,日本发射口径8米的射电望远镜专用卫星,成为首枚空间VLBI卫星,其近地点高560千米,远地点高21000千米。观测频段为1.6吉赫(1 8厘米)、5吉赫(6厘米)和22吉赫(1.3厘米)。发射成功后,这颗卫星被命名为HALCA,是“极先进通信和天文实验室”的英文首字母缩写,在日语中有遥远(Haruka)之意。

由空间射电望远镜与地面射电望远镜组成的VLBI系统,基线长度超过地球赤道直径的2.5倍,角分辨率可达60微角秒,是当今空间分辨率最高的天文望远镜。这个国际合作项目,有美国、加拿大、澳大利亚、欧洲的甚长基线干涉网等参加。地面上已有的VLBI观测网和深空观测射电望远镜等都与HALCA进行合作观测,中国也已多次参加。

HALCA卫星的工作到2003年10月已经结束。下一代空间VLBI将有一台口径10米的射电望远镜在太空环绕地球运转。其运动轨道也与VSOP相仿,近地点高1000千米,远地点高25000千米。它的工作频率比VSOP更高,角分辨率也将进一步大幅提高。

几十年来,射电天文学取得许多重大的天文成果。20世纪60年代射电天文学的“四大发现”,即脉冲星、星际分子、微波背景辐射和类星体,已经成为当代天文学中的璀璨明珠。在获得诺贝尔物理学奖的十来个天文项目中,射电天文学几乎占了半壁江山。与此同时,中国的射电天文学也取得了长足的进步,详见“中国射电望远镜的风采”一文。

阅读详情:http://www.wenku1.com/news/971FC33C2AEB2DE2.html

范文八:中国射电望远镜的风采

上海65米口径射电望远镜建成

“如果你在火星上用手机拨号,地球上的它能收到信号。”这个“它”指的是上海佘山的65米射电望远镜。

2012年10月28日上午,“上海65米射电望远镜落成仪式及中国科学院上海天文台成立50周年暨建台1 40周年庆典活动”在上海佘山的65米射电望远镜现场隆重举行。在落成仪式上,高70米、重2700多吨、主反射面直径65米的这架射电望远镜,秀了一次漂亮的俯仰动作,由“昂首”转向45°角,引来现场掌声雷动。下午1时30分左右,它成功追踪到第一个预定目标,并接收到第一组信号。这个信号来自距地球约3.7万光年的一个天区,那里有大量的恒星正在形成。

“终于盼到了这台望远镜!”一直密切关注整个工程进程的著名天文学家、85岁的中国科学院院士叶叔华的感慨令人动容。

“我们需要65米射电望远镜赶快执行任务,因为我们需要精确地测轨。”中国探月工程总设计师吴伟仁在落成仪式上如是说。事实上,在这架65米射电望远镜待执行的任务单上,第一项大任务就是为中国探月二期工程的嫦娥三号卫星保驾护航。而此前,在嫦娥一号和嫦娥二号卫星奔月过程中,中国的甚长基线干涉网(VLBI)已成功参与完成了测轨工作。

中国的VLBI网,是为了发射嫦娥一号的需要,以前所未有的速度建立起来的。4台射电望远镜的位置和彼此之间的距离如第32页下图所示:最短基线是上海到北京的1114千米,最长基线是上海与乌鲁木齐的3249千米。这一距离比著名的英国多天线干涉仪的最长基线要长10多倍。在3.2厘米波长上的分辨率达到0.0025″。

上海65米口径射电望远镜的主反射面面积为3780平方米,相当于9个标准篮球场,由1 4圈共1 008块高精度实面板拼装成,每块面板单元精度达到0.1毫米。整个望远镜可以通过基座上的轮轨、天线俯仰机构灵活转动,全方位跟踪所观测的目标天体。

射电望远镜的口径越大,其探测能力也就越强。但与此同时,口径越大意味着整个望远镜系统的质量越大。建造这些“庞然大物”的最大难度,在于保持精确度和稳定性。

上海65米射电望远镜的指向误差不能超过3″,这相当于钟表秒针跳动一次所转过的角度的1/7200。为了保证移动过程中不发生过大的晃动,望远镜采取了多项我国自主知识产权的最新技术。例如,其运行轨道就采取了无缝焊接技术,总长1 30多米的运行轨道最高处和最低处的差距不超过0.5毫米。又如,为了保证反射面在望远镜移动过程中不会因重力、温度等因素的影响而变形,在面板与天线背架结构的连接处安装着1104个精密的“促动器”,可以随时对面板进行调整,以补偿重力引起的反射面变形。促动器的单位精度可达15微米,大致相当于一根头发丝的一半。

上海65米射电望远镜是一台具有多种科学用途,全天线可转动的望远镜,可工作在厘米波和长毫米波段,最短工作波段为7毫米。在同类型望远镜中其总体性能位列全球第四,亚洲第一。65米射电望远镜的建成,标志着我国深空探测定轨能力进入了一个更高层次,显著提升了中国天文观测研究的整体实力和国际地位。它将在射电天文、天文地球动力学和空间科学等多种学科中成为中国乃至世界上一台主干观测设备;作为一个单元参加中国VLBI网,灵敏度将提高42%;参加欧洲VLBI网,将使其灵敏度提高15%~35%,在东亚VLBI网中以口径最大的天线而起到主导作用。

今年发射嫦娥三号时,上海65米射电望远镜将取代早先的25米望远镜,与云南、密云、乌鲁木齐三地望远镜组成VLBI网,使嫦娥三号落月探测的定轨精度大幅提高,为月球车的成功着陆“保驾护航”,也为未来探测火星、金星打下基础。

中国VLBI网

21世纪初,中国射电天文学的开创者王绶瑭院士等人已形成在北京市密云建造一架50米口径射电望远镜的计划。在中国探月“嫦娥工程”启动之时,50米口径射电望远镜又成为探月工程所需要的重要设备之一。服务于时间紧迫的“嫦娥工程”变成了它的首要任务。

对于“嫦娥工程”来说,嫦娥一号卫星在整个行程中能否被“看得见、测得准、控得住”,始终是工程总体以及测控系统各级设计师尽力追求的目标。最终确定的实施方案是,在现有的S频段航天测控网(即USB)的基础上,联合中国科学院的甚长基线干涉测轨技术,就能完成“嫦娥工程”的测控任务。

嫦娥一号卫星的测轨定轨,需要建立中国自己的VLBI观测系统。当时,上海天文台和乌鲁木齐天文站(如今的中国科学院新疆天文台)各有一台25米口径的射电望远镜,加上北京这架50米口径射电望远镜,一共是3台。对VLBI观测而言,3台望远镜只能获得3种基线的干涉观测数据。如果再增加一台,就能有6种基线的干涉观测,成像质量可提高一倍。因此有关方面又果敢地决定,在云南昆明天文台建造一台口径40米的射电望远镜。

北京50米口径射电望远镜于2002年10月开建,2006年4月底竣工。坐落在中国科学院国家天文台密云观测站。天线高56米,总重680吨。50米口径的抛物面天线铺设有两种不同的金属表面。中间30米口径部分要能观测厘米波辐射,采用金属实板面,分为一至四环。整个抛物面要能观测分米波,对反射面的要求稍低,所以外围采用金属丝网面。观测频段共有6个,天线的分辨率在327兆赫(波长92厘米)处最低,为1.3°,在12千兆赫(波长2.5厘米)处最高,为2.7′。天线的指向精度达到19″,能对准观测对象并准确跟踪。天线运转速度可达1度/秒,转动速度为0.5度/秒。

云南天文台位于昆明市东郊凤凰山上。新建的40米口径射电望远镜有1 3厘米和3.6厘米两个观测波段,这是国际上常用的VLBI观测波段。抛物面天线表面用464块独立可调的面板组装而成。中间27米口径为板状金属面板,可以用来观测短厘米波辐射。外圈27米至40米为金属网状结构,对厘米波的观测同北京50米口径射电望远镜差别不大。这两台射电望远镜的机械性能几乎相同,都能运转自如、指向精确。   北京50米和昆明40米口径射电望远镜建成的时间相近。进行试观测非常重要。在短短半个月中,两台望远镜顺利通过各种实验,证明具备VLBI观测的能力。2007年5月,经欧洲空间局同意,中国4台射电望远镜对每4小时绕月运行一圈的欧洲月球卫星“智慧”1号(SMART-1)进行了5天的试跟踪观测,获得成功。这表明中国已经具备承担嫦娥一号卫星测轨任务的能力。

嫦娥一号卫星于2007年11月7日进入正常的绕月轨道,中国VLBI观测系统出色地完成了测轨以及接收探测数据的任务。当然,上述这几架望远镜的主反射面口径都远不及新落成的上海65米射电望远镜。后者的加盟,必将会使今年升空的嫦娥三号的测轨定轨水平再上一个新的台阶!

举世瞩目的FAST

现今世界上最大的单天线射电望远镜,是位于波多黎各的阿雷西博305米口径固定式射电望远镜。

不过,这项世界纪录眼看就要被打破了。固定式单天线射电望远镜的下一位世界冠军将属于中国,它就是坐落在贵州省黔南州平塘县克度镇金科村“大窝凼”洼地的“500米口径球面射电望远镜”,简称FAST。它的接收面积有30个足球场那么大!

1993年,包括中国在内的10个国家联合倡议,建造接收面积达1平方千米的射电“大望远镜”,简称SKA。中国天文学家还提出一个很诱人的建造方案:贵州山区群峰之间有许许多多喀斯特洼地,就像一个个巨大的开口铁锅,这是建设特大型固定射电望远镜天线的极佳地点。利用这些洼地,建造30来个类似阿雷西博那样的大型射电望远镜,组成一个分布在方圆数百千米范围内的射电望远镜阵列。这个阵列的接收面积可以达到1平方千米,且具有从1′到0.1″的多级分辨率,由此将从根本上改善对延展射电源的成像能力。

实现SKA的方案可以各异,但地点的选择必须满足:无线电环境绝对要好。1997年7月,中国科学家为进一步推进SKA的概念,又提出独立研制一台世界最大的单口径球面望远镜的计划,即FAST。这样一个大工程必须在关键的技术难点上有实实在在的突破,它的“预研”成了中国科学院重点支持的创新项目。

在贵州省平塘县,峰距在500米以上的“大锅”就有15个。FAST选择在大窝凼安家,首要原因就是那里的无线电环境十分宁静,附近5千米之内没有镇政府驻地;25千米半径之内只有一个县城政府所在地。在这口“大锅”中建造FAST,可以大大减少土方工程,节约经费开支。降低技术难度。

FAST的计划和设计方案,得到国内外同行的一致好评。FASTT程的主要建设目标是:在喀斯特洼地内铺设口径为500米的球冠形主动反射镜,通过主动控制在观测方向形成300米口径瞬时抛物面;采用光机电一体化的索支撑轻型馈源平台,加之馈源舱内的二次调整装置,在馈源与反射面之间无刚性连接的情况下,实现高精度的指向跟踪;在馈源舱内配置覆盖频率70兆赫~3吉赫的多波段、多波束馈源和接收机系统;针对FAST科学目标发展不同用途的终端设备;建造一流的天文观测站。历经了14年的预研究,它的各项关键技术均已取得突破。FAST的综合性能将比阿雷西博射电望远镜提高约10倍。在未来二三十年中,它将保持世界一流设备的地位。

FASTT程于2008年12月举行奠基典礼,2011年3月正式开工建设。为保障工程的顺利实施,专门成立了现场工程项目管理部。在方方面面的共同努力下,如今FAST工程正在又快又好地顺利推进。它在未来短短几年内建成后,除了可以单独开展大量天文研究课题外,还可以作为最大的台站加入国际甚长基线网。深空探测、脉冲星自主导航、非相干散射雷达接收系统和空间天气预报等应用领域,也都将成为FAST大显身手的领地。

21厘米射电阵列

大爆炸宇宙理论认为,宇宙早先曾有一个“黑暗时代”,那时第一代恒星还没有诞生。通常所说的“宇宙第一缕曙光”,就是指第一批恒星发出的光。

第一批恒星形成后发出的光能量很高,致使其周围的中性氢原子再次电离。在此过程中,会导致氢原子发射波长为21厘米(频率1420兆赫)的谱线。由于当时宇宙膨胀速度很快,21厘米波长的谱线因红移而变长为1.5米~6米(频率200兆赫~50兆赫)之间。如果能在1.5米~6米波长范围内探测到宇宙中性氢的谱线,那么就找到宇宙第一批恒星发出的光了。因此,低频射电观测成为发现“宇宙第一缕曙光”的唯一手段。

波长1.5米~6米的米波射电望远镜并不很难造。但是,作为“宇宙第一缕曙光”的21厘米谱线的强度非常弱。相比之下,在波长6米处银河系背景辐射的强度要比它强500万倍,在波长1.5米处也要强20万倍。此外,各种射电源的辐射,以及噪声和干扰的影响也都要想法消除。因此,寻找“宇宙第一缕曙光”就像在一个大型露天体育场里录下所有人的喊叫声,你却想从中听出某一个熟人的声音!

怎样做到这一点呢?首先必须建造一架灵敏度非常高的射电望远镜,它的天线接收面积必须达到40000平方米,相当于一架口径226米的单天线抛物面天线。为此,中国天文学家专门设计了“21厘米天线阵”,并采用了一种独特的“对数周期振子天线”。每个天线单元由一组对称振子和两根传输导线构成。对称振子的尺度从上到下逐渐增加。不同长度的振子对波段的响应不同,因此对数周期振子天线具有比较宽的频带,能接收1.5米~6米波长的射电波。

21厘米天线阵规模庞大,由东西基线和南北基线组成。东西基线长6千米,南北基线长4.1千米,其中分布着81组天线阵列,等效接收面积达到了40 000平方米。每一组阵列各由127个对数周期振子天线单元组成,相当于一面独立的天线,分辨率为10°;由81组天线阵列构成的整个天线阵,共有10 287个天线单元,分辨率约为2′。

1.5米~6米波长范围,是调频广播和电视所使用的,强大的广播和电视信号将使望远镜无法观测。所以观测站址必须选在荒无人烟的地方。新疆天山山脉的乌拉斯台山谷中有一个宽阔的平台,海拔2650米,四周是3000米以上的群山,可以阻挡外界的无线电波,天文学家真是求之不得。然而,这里的生态环境很差,年平均气温为-1.7℃,冬天气温往往降到-30℃,平均风速为5级~6级。   “21厘米天线阵”项目从2004年8月开始第一期建设工程。项目组成员不畏艰险,长期奋战在新疆天山南麓条件极为恶劣的野外。2006年6月,21厘米天线阵和接收机系统全部完成,投入试观测,获得北极天空的优良图像,达到了设计要求。它的10287个天线全部固定在地面上,对准北极方向,因此地球的自转不会影响天线指向的天空目标。天线阵长时间地观测北极天区100平方度的视场,可以获得非常高的灵敏度。如今,它已经正式踏上探索宇宙第一缕曙光的征程。

太阳射电望远镜

中国的射电天文学从观测研究太阳射电起家,但当初的太阳射电望远镜口径都比较小。

20世纪60年代初,王绶瑭院士等提出建造“米波多天线太阳干涉仪”。1 967年第一期干涉仪完成安装并启用,它由16面天线组成,分布在沿东西方向长1千米的基线上,坐落于北京密云水库北岸。后来又增加了在分米波段工作的复合干涉仪模式,基线增长为2千米。

这台米波干涉仪非常适合于发展成为综合孔径望远镜。这样不仅能进行高分辨率的成像观测,而且能使中国进入宇宙射电观测研究的新时期。密云观测站米波综合孔径射电望远镜于1 984年建成。它由28面9米口径的网状天线组成,其中1 6面天线由原来的多天线干涉仪的6米口径天线扩展而成,在密云水库岸边沿东西方向一字排开,总长1160米。这台综合孔径射电望远镜的工作频率是232兆赫和327兆赫,在232兆赫上的分辨率约为4′。这台望远镜的视场比较大,约为10°×10°,适合于进行巡天普查和发现射电源。

米波综合孔径射电望远镜最重要的观测任务,是在232兆赫频率上对北天赤纬30。以上天区系统地进行巡天观测。1 996年完成巡天和观测资料的处理,共观测到3万多个分立的射电源,其中包括一批新射电源。观测结果汇编成我国第一个射电源表。同时,它还对一批特定的射电源进行观测研究,成果丰硕。

再回到太阳射电方面。鉴于太阳射电辐射情况复杂,必须研制新型的太阳射电望远镜,如频谱仪、日像仪等。太阳射电动态频谱仪能在很宽的频率范围监测太阳,确认太阳爆发过程中的强度变化、频率范围和频率漂移。国外早期的太阳射电频谱仪仅局限在米波段,后来才逐步增宽到厘米波段。目前,中国科学院国家天文台怀柔观测站拥有由两台射电望远镜组成的太阳射电动态频谱仪。一台射电望远镜专门观测27厘米~14.5厘米波段的太阳射电,天线口径为7.3米。另一台射电望远镜的天线口径为3.2米,观测波段是11厘米~7.9厘米。云南天文台还有一台太阳射电频谱仪,天线口径10米,有两个观测波段,分别为1.3米~1米和43厘米~75厘米。

太阳射电望远镜一般都比较小,不可能清楚地分辨日面上的局部辐射区。借鉴综合孔径射电望远镜的原理研制而成的日像仪,不仅能给出日面上局部射电辐射区的图像,还能监视射电爆发的快速变化和爆发源的快速运动。

1967年澳大利亚天文学家研制出世界上首台射电日像仪,此后日本、法国和俄罗斯等国也相继建成。如今中国科学院国家天文台正在研制一台能在多个频率点上成像的多频点射电日像仪,坐落在内蒙古自治区正镶白旗明安图。它由低频阵和高频阵两个系统构成,最长基线为3千米。低频阵系统由40面4.5米口径的网状天线组成,频率范围在0.4千兆赫~2千兆赫之间,分为50个频率点,每个频率点的频带宽度为5兆赫;高频阵系统由60面2米口径的金属板天线组成。观测频率在2千兆赫~15千兆赫之间,分为32个带宽为5兆赫的频率点。在15千兆赫处,日像仪的分辨率最高,可达到1.8″。现在低频部分已经竣工。

毫米波和亚毫米波射电望远镜

国际上,毫米波射电天文学是在20世纪70年代才得到快速发展的。1 978年,中国科学院紫金山天文台开始筹建青海毫米波观测站,并着手研制口径为13.7米的毫米波射电望远镜。1 990年基本建成后,配备了一台1.3厘米波段的接收机。1996年,研制完成3毫米波段致冷接收机,正式开始毫米波的观测。这台望远镜位于青海省第三大城市德令哈,海拔3200米。周围的高山阻挡住太平洋和印度洋的暧湿气流,形成一个干燥地带,很适合毫米波的观测。

这台望远镜的最短观测波长为3毫米,这要求面板精度优于0.15毫米。望远镜分辨率达到70″,这要求指向精度优于10″。美国、韩国、西班牙和巴西也有同一规格的射电望远镜,至今都在运行。射电望远镜安装在一个对毫米波辐射高度透明的天线罩内,作用是保护射电望远镜,防止风沙的侵袭和阳光的照射,特别是保持观测室内温度适宜。这个罩对可见光并不透明,其外观是一个白色的圆球。

1999年,中国科学院紫金山天文台的天文学家研制成功的3毫米超导接收机投入观测,13.7米口径毫米波射电望远镜的灵敏度由此提高了10倍以上。这台望远镜承担的观测项目中,最花时间的是巡天。加快巡天的速度,成了能否更快地取得较多观测成果的关键。2002年9月,紫金山天文台的天文学家研制的多谱线接收系统实验成功,可以同时观测三条谱线,在毫米波接收机终端显示屏上,红、黄、蓝三条谱线同时出现。2003年又实现一项技术改造,把单个馈源改为多波束馈源,实现同时对多个射电源的观测,使射电望远镜的观测能力提高了9倍。

亚毫米波射电望远镜是当今国际上的热点。但技术难度很大,所需经费可观。紫金山天文台于1 996年提出研制移动式亚毫米波射电望远镜,并于2001年完成。采用移动式的一个原因,是尚未找到合适于亚毫米波观测的台址。现在,中国天文学家正在青藏高原努力寻找优秀的射电天文观测台址。

这台亚毫米波望远镜天线口径仅30厘米,表面精度达到7微米,指向精度优于1′,观测频段500千兆赫(波长0.6毫米),采用超导接收机前端。它已经成功地接收到波长为0.65毫米的一氧化碳星际分子谱线。这台亚毫米波射电望远镜的接收机系统,就技术角度而言是相当先进的。天线虽小,却为发展中国的大型亚毫米射电望远镜作了技术准备。   回望25米和前瞻110米

直到2006年,中国最大口径的射电望远镜仍是上海和乌鲁木齐那两台25米口径射电望远镜。它们的诞生部与叶叔华院士的努力密不可分。20世纪70年代初,叶叔华从文献上知悉用射电望远镜可以大大提高测量精度。由此,她便积极筹划在上海建造25米口径射电望远镜,以开展VLBI观测。为了建立中国自己的VLBI网和增大中国在国际上的分量,叶叔华又坚定地促成将乌鲁木齐天文站建成中国VLBI的第二个观测站,中国的第二台25米口径射电望远镜也因此而诞生。

上海25米口径射电望远镜于1 987年投入使用,并且很快就在国际VLBI观测网中占有一席之地。这架望远镜于1994年成为欧洲VLBI网的正式成员。它的加入,使欧洲网的基线长了3倍多,分辨率也提高了3倍多。不久这架25米口径射电望远镜又成为美国VLBI网和亚太地区望远镜的正式成员。1999年以来,它参加了数以百计的空间VLBI实验观测,成为“VLBI空间天文台计划”中的重要地面台站之一。2005年它还参加了“惠更斯”号探测器登陆土卫六之前约3个小时的监测、美国发射“火星环球勘测者”的精密定位联合观测,并参加了俄罗斯组织的金星雷达VLBI实验。

乌鲁木齐25米口径射电望远镜于1993年建成。其所在的南山站坐落于乌鲁木齐西南约50千米、海拔2000米的甘沟乡。望远镜观测波长最短可以达到7毫米。作为单天线射电望远镜进行的天文观测,这架望远镜以脉冲星的研究最为出色。乌鲁木齐25米射电望远镜地处欧亚大陆腹地,欧洲VLBI网深知其地理位置的特殊重要性,因此力邀其加盟,结果自然皆大欢喜。这台射电望远镜以VLBI观测为主,已经参加了欧洲网、全球动力测地网、俄罗斯VLBI低频网、东亚VLBI网等。它的大量观测成果属于天体物理学领域。在测地方面,所得的乌鲁木齐南山站地理位置精度达到毫米级,成为中国和全球重要的地面参考点之一。

如今,中国科学院正在积极准备建造一架110米口径的全方位可转动射电望远镜,即“新疆110米射电望远镜”,简称QTT。它建成后,将与美国格林班克100米×110米口径射电望远镜、德国埃费尔斯贝格100米口径射电望远镜并列为世界最大的全可动射电望远镜。

新疆天文台通过在新疆境内进行多年台址勘选工作,确定奇台天文谷为新疆110米射电望远镜的建设台址。奇台的台址突出优势为:远离人口密集中心城镇,无线电环境好;盆地地形封闭性好。便于建立无线电保护区,进行长期保护。风速、温度变化率等气象条件满足大型天线设计和运行要求,满足高精度观测的气象条件的时间比较多。水、电、交通、通讯等基础条件较好。台址地处干旱办干旱地区,降雨量少、水汽含量低,适于射电高频观测。台址地处欧亚大陆腹地,填补了射电望远镜分布方面的空缺。对国际和国内VLBI网布局和组网观测有非常有利。奇台台址和南山基地直线距离约202千米,建设在奇台的新疆110米射电望远镜(QTT)与南山25米望远镜可形成东西向VLBI短基线,改善我国和国际VLBI网的uv覆盖。它将有力地推动中国天文学家做出国际领先的丰硕科研成果,并能及时满足国家在深空探测领域的需要,服务于国家需求。

这一切都在预示:中国的射电天文学正在逐步走向世界射电天文学的前沿!

阅读详情:http://www.wenku1.com/news/375A8DBE30E47CBB.html

范文九:射电天文学与FAST望远镜

最近,伴随着一则振奋人心的新闻,“射电望远镜”和“射电天文学”两个名词悄然走进了普通民众的视野。这则新闻是这样的:

2016年7月3日上午,位于中国贵州省黔南州平塘县克度镇金科村大窝凼(读作dàng,意为塘、水坑)的500米口径球面射电望远镜(FAST,Five hundredmeters Aperture Spherical radio Telescope)的最后一块三角形反射镜面开始起吊,并在索网上面安放到位。至此,FAST球面上的全部4450块反射镜面均已安装完毕,望远镜的建设和组装工作宣告结束,接下来将进入调试阶段,并于2016年9月正式投入使用。届时,FAST的超高灵敏度和高分辨率将助力中国的射电天文学迈向世界前列。同样是挂着“望远镜”的名号,FAST却与我们日常熟悉的天文望远镜有很大不同。首先,FAST 的口径非常大, 达到了500米,即便是观测时的瞬时有效口径也达到了300米。而地面上的光学望远镜口径一般很难超过10米,否则因镜片自身的重量引发的镜面变形对其成像质量会有显著影响。其次,FAST似乎被固定在了一个大山坳里,而不是像天文望远镜那样被安装在某种脚架上。即使是德国的口径100米的玻恩射电望远镜,也有一个可以令其“摆头”的支架。那么,FAST究竟是一台怎样的设备,又能在哪些领域帮助中国的天文学家取得领先世界的成果呢?为了了解这些,先让我们一起回顾天文学领域中相对年轻的一门分支学科:射电天文学。 这是一幅FAST望远镜在组装工作临近完成时的航拍实景图,可以看到它庞大的主体被黔南群山环绕。十几年前,仅有几十户村民住在这儿,而且不通电,老百姓的生活基本与现代文明隔绝。

现代物理学起源于牛顿在1687年出版的《自然哲学之数学原理》一书,化学起源于中国的炼丹术和西方的炼金术,微生物学起源于列文・虎克发明的显微镜,但没有人能说清楚天文学何时何地起源于何人的研究。历史上,几乎所有的古文明都曾经独立地发展过自己的天文学,只是,当时的视界必然受限于那个年代的观测手段,而这种局限性在天文学的发展史上表现得尤为突出。总体来讲,人类天文学史上总共有三次观测手段的革新。首先是1610年,意大利物理学家兼天

文学家伽利略发明了第一台光学望远镜,使人类得以突破自身生理局限(正常人在暗夜中瞳孔能够张开的最大口径,为七八毫米),大幅提高了人们在可见光波段的集光能力。目前,经过了300多年的技术发展,以哈勃空间望远镜为代表的顶尖仪器已经能够令我们观察到宇宙大爆炸后最早一批诞生的星系。如此不可思议的成就令人类引以为傲的同时,也证明了可见光天文学有其自身的极限,在未来难有前沿性的突破。

天文观测手段的第二、第三轮革新是有关联的,它们都源于19世纪麦克斯韦的经典电磁理论。当时,麦克斯韦敏锐地指出了光其实是一类波长范围极其狭窄的电磁波,在可见光之外,自然界或许还存在其他波长的电磁波。这样的预言仿佛开启了一扇通往巨大未知世界的窗户,人们迫切地想知道那些比红光波长更长,或者比紫光波长更短的“不可见光”的世界是什么样的。只是,要想突破十几亿年来的生物进化限制,去自由感受不同波长的世界谈何容易。地球上的生命选定波长0.4微米至0.7微米的电磁波作为可见光有其背后的原因,那就是我们的太阳。它最强的能量辐射段正好落于可见光的中心:黄光波段。在自然界中,唯有像恒星内部的核聚变那样的物理过程才可能产生可见光,因而在夜空中能被人们直接观察到的目标大都是恒星、星系,或者是被恒星光芒激发的星云等。然而,宇宙中的绝大部分地方显然都不具备恒星内部的物理环境,而是处在某种低温、空旷的亚真空状态。那里的亚真空比地球上最好的实验室能够制造的真空还要空。根据维恩定律,那是毫米波、厘米波,甚至米波的世界。射电天文学由此初露端倪。

最早辨识出天文学的无线电波源完全是个意外。那是在20世纪30年代早期,美国贝尔公司的研究员卡尔・央斯基在使用巨大的定向天线研究短波噪声的分布时发现,当天线逐渐靠近银河方向时电磁干扰逐渐增大,并且在人马座方向达到极值。他还发现这种噪声干扰会随地球自转,于23小时56分钟(一个恒星日)内完成一轮周期性变化。他最终得出结论,认为这种始终存在的短波本底噪声应当是来自银河系的某种赫兹波。奇怪的是,他当时并没有在短波噪声里发现太阳的踪迹。直到数年后,第二次世界大战进行得如火如荼之际,一位英国的陆军研究员才在甚高频军用雷达中监测到了来自太阳的强烈电磁干扰。而在此之前,天文学家已经寻找太阳的射电信号很多年了,均没有收获。这一消息直到1946年才公之于众。天文学家查阅了当时太阳的活动记录,得知那几天恰巧有一枚大黑子经过日轮中心。这次的意外证明了两件事:第一,前人明显低估了太阳的射电发射频率,当然,其中还有甚高频雷达制造技术上的困难;第二,太阳的射电干扰与日面活动的光学现象是有联系的。自此以后,英联邦国家陆续开展了一系列针对太阳的射电观测

工作,基本弄清了太阳在射电波段辐射强度的变化规律。

“二战”结束以后,同射电天文学蓬勃发展相呼应的是X射线和伽马射线天文学的兴起。不过,由于地球大气的观测窗口制约,这两门学科必须借助火箭的力量将观测仪器送往宇宙空间。这无疑大大提高了该领域的研究成本。不过,最终结果是非常值得的。X射线和伽马射线是比可见光波长短得多的电磁波,因而常常与某些极端暴烈的物理过程相联系,例如超新星爆发、致密星体碰撞、黑洞吸积等等。激烈的物理环境常常蕴含着物理学的新知,因此该领域成为天文学家

趋之若鹜的对象也就不足为奇了。值得一提的是,眼下我们正在经历第四次天文观测手段的革新。这便是引力波的加盟,它极有可能为我们带来宇宙深处关于黑洞合并、暗物质构成等方面的信息,并且引发新一轮颠覆性的天文认知巨变。未来结果如何,我们拭目以待。   我们回到射电天文学的发展历程上来。纵观20世纪天文学领域拿到的9次诺贝尔物理学奖,射电天文学就有5次,超过一半。它们分别是:1974年脉冲星的发现、1974年孔径综合技术的发明、1978年宇宙微波背景辐射的发现、1993年脉冲双星与引力波辐射、2006年宇宙微波背景辐射的黑体形式和各向异性。

曾几何时,一说起诺贝尔奖,射电天文学家都是非常自豪的。事实上,射电天文学的强大威力是在前辈不断摸索的过程中被慢慢揭示出来的。在射电天文学的发展初期,同许多新兴学科一样,极少有人看好它,其原因主要是在观测的分辨率方面。针对电磁波的汇聚系统,有一个著名的瑞利判据:θ=1.2 2λ/D。

其中,θ代表仪器的最小分辨角,λ代表电磁波波长,D代表仪器口径。针对射电望远镜,假设其有效口径为10米,在中性氢的21厘米波段工作,则很容易计算出该仪器在天球上的分辨率约为1.5°,覆盖面相当于9个太阳的视面积!如此看来,即便是利用大型射电望远镜巡天,那效果也好像是一个高度近视患者的视野,分辨率之低令人很难将天球上的射电源同星图目标一一对应起来。后来,英国著名天文学家马丁・赖尔利用孔径综合技术一举破解了这个难题。他发现射电望远镜与传统设备不同,它可以在工作的时候同时记录下电波的相位信息。于是,他想到了利用相距遥远的两架望远镜联合观测的方法来提高目标分辨率。这就使得射电望远镜的分辨率水平一举超越了传统的光学望远镜,理论上甚至可以达到后者的1万倍!今天,我们已经能够利用甚长基线干涉测量技术(VLBI,Very Large Baseline Interferometry)的众多射电望远镜阵列,来追踪距离银心黑洞仅数百个天文单位的恒星的运动轨迹。

另外,同传统的天文学相比,射电天文学还有两个无与伦比的先天优势:第一,不受太阳和天气的影响,可全天候工作;第二,反射面的加工要求相对宽松。第一条初看起来很不可思议。普通人往往有一个牢不可破的成见,认为天文学家只能在晴朗而漆黑的夜晚工作。其实不然。前面也提到了,在20世纪30年代,人们首先在射电波段注意了银河系辐射的存在,之后才在太阳活动爆发的时候偶然察觉到了太阳的射电辐射。尽管后来科学家证实太阳在“平静期”也存在微弱的射电辐射,但与来自银河方向的强烈信号相比,简直可以忽略不计。天气方面也是如此,除非是那种四周电闪雷鸣的恶劣雷暴,否则很难影响到射电望远镜的正常工作。至于第二条我们需要了解的事实是:一台望远镜的反射面加工精度往往制约了它的工作波长。举个例子:若要在观测波长为λ的电磁波上获得足够高的信噪比,反射面的误差不能超过λ/16。对应到射电领域,这个数值往往在毫米量级上。与光学望远镜动辄几十个纳米的精度要求相比,这已经算是容易做到的了。不过值得注意的是,射电天文学的第一项优势在20世纪中期还比较突出,可是近年来,随着各类电器和无线电技术的普及,地球上的无线电环境也在逐年恶化中。同举目可见的光害不一样,除非是相关从业者或爱好者,否则无线电环境的恶化是常人难以察觉的。现任FAST总工程师的南仁东教授就曾坦言,要说FAST真正让人不放心之处,就是今后附近能否保持绝对的无线电静默。据说FAST项目在初建的时候,单是为了说服当地政府不要在附近大肆兴建观光设施,参观者也不允许携带手机等这些事情上就遇到了很大的阻力,许多人不能理解1000米外的一个小小的手机会对眼前的庞然大物有什么损害。其实这方面早有前车之鉴。河北兴隆的郭守敬望远镜LAMOST)项目就因选址不当,以及当地政府大兴土木等原因而深受光污染的影响,导致其建成数年后一直无法达到设计之初预想的效果。这类事件应当引起有关部门的足够重视。许多科研项目并不是说花了钱就能办成的,配套措施一定要到位,政策一定要倾斜,不然国家花重金建造的巨型科研设备最终只能沦为大而无用的“艺术品”,不仅令纳税人寒心,也令国外同行耻笑。

1963年11月1日,位于波多黎各的美国阿雷西博望远镜正式建成,一直到今天它都是世界上最大的单面射电望远镜,口径305米,依托波多黎各的碗状喀斯特地形而建。由于阿雷西博的反射面本身不能运动,因而只能通过改变接收装置的位置来扫描天顶附近一个宽约20°的带状区域。即便如此,它的极高灵敏度还是为天文学家带来了许多重大发现。其中最激动人心的便是1974

年泰勒与赫尔斯发现的第一对射电脉冲双星,他们利用其检验了爱因斯坦的引力波辐射预言,结果同广义相对论的计算完全一致。两人因此获得了1993年的诺贝尔物理学奖。

中国的FAST项目灵感源于美国的阿雷西博望远镜,却并非它的简单翻版。FAST克服了阿雷西博反射面无法运动的先天缺憾。在计算机自动程序的帮助下,FAST能在观测瞬间在500米的巨型球面上自动生成一面口径略小的300米抛物形反射面。这样一来,FAST不仅大大扩展了自身的观测范围(在天顶附近达到40°), 还能主动抵消地球的自转效应。这个过程虽然在原理上来说很简单,可若要付诸实践,技术难度必然不小。前面提到过,射电望远镜反射面的容许误差通常

都在毫米量级。可是对于直径500米的FAST,光是反射面支撑结构在冬夏两季的热胀冷缩引起的变化都要30多厘米,要保证300米的反射面在位置调整的时候误差不超过1毫米,其工程难度可想而知。令人欣喜的是,FAST项目中所有的关键技术均为中国自主创新,并申请了相关技术专利。在未来,等FAST全面投入使用之后,将陆续在中性氢观测、暗弱脉冲星和射电源的寻找、宇宙起源与星际物质结构、地外文明搜索等领域实现科学突破。有网友戏称FAST为现实版的“红岸基地”。实际上,对比《三体》中描述的情形,现实中FAST的灵敏度至少是红岸雷达的10倍以上。而由FAST代表人类文明发出的一声啼鸣,至少在信号的发射方向和波段上,有能力使地球成为银河系最明亮的星辰。

那么,若抛却科幻小说返回现实世界,人类同外星世界的第一次接触会不会由中国的FAST来完成呢?我们有理由去期待!

阅读详情:http://www.wenku1.com/news/842300D14BE763B7.html

范文十:40m口径射电望远镜

Vo  .N  .15 o

2 文天研与究术 技(国家天文 台 台)刊  AS

ORN TO IML RE SACR H&T H NO LCA  E ECO Y  G

,0n8 u . 2

5 第 第卷2期   0 2 80 6年月

CN   53— 8 /P1 I N  6 2 7— 7  9 1S S17 6

34

口m径射 电 望 镜远  0

张洪波  毛佩锋, ,汪 敏 ,周。军建 , 朱颖 新 施硕,彪 。

( , 中国 科 院 学 国 家 天文 台, 京 10北 11 002 2; 电中 科 集 技公 团司第 3 , 9 研 所究, 陕西西 安 70 6 ; 1 05

3 中国科学院国家天文 台云南文台,天 南云昆明 6 0 ;4 中国科1院 学家天国 文乌台木齐鲁文天 ,站新 乌疆鲁 齐 8 0木 )1 5,1 , 3001

摘 要 : 介绍 了 4 m望远镜 的结构 和 能 性 以,及 在 中 V 国 B 中网的试观测 情 况 其他 和应   0I

L用情 。况

键 词关: 4射m电 望远 镜; 系 统;应用  0

中 图

分 号 类P:1 .4114

文 标 识码献:A

文 编章 :17 号 2—776( 8 02 17—~0 6  3 20 )0 0 8 5

自从射 电

天学 文生 以来 诞它, 已成经 人 为宇类宙探 索最 重要的方 法之 一 由。不于 受宇宙尘埃 和  体气 的挡 的阻 影响,射 电 观测 常适非 合宇 宙深于空 的探 测,许 多 重 发 大 如现2 cm1 线 氢、类星 体 、 脉冲  和星宇 宙 背辐 射 都景归功于 射 天文 学  电。  目前 , 电射 天学文在 天 体物理 如 A、N射 星 电 系、脉 星 冲和 星 的行形 成等 研究领 域 演 扮着 一 个 G重 要角 。色过 去 的几十 年在中 ,已有许 多 毫米亚 波、 米 毫波、厘 米波 米 和波天 线 或 天 线 建阵成 ,如  G T 天 线和V B BL 。射A 电望 远 镜角分的辨 已从 过率 去的 1提 高 0到在现的 0 01高分 。辨率天 线将也 . 。 . 0”

在未 来一段 时 间里 造 建 ’。

科 国学 院 家天国 台文于 2 0 6年0建 立两 了台 口大径 射电 远 镜望 其 中,4 m口径射 电 望镜远 于位  0科中院 云南 天 文 (台昆明市 凤 山) 。该 望远凰镜目前 作 工 频率 S为波段 和波 x 段并 , 装 了 S备、 X波  段致

冷 接收 。机

4  m 射望电 远镜 建 成的 ,成已为 中 国 VB 网的 一 个重要 员成,更 要重的 是4 m 射 望 远镜 还 承  0 LI 0 电担 国着 重家大工程 娥嫦一号 卫 星 数的 据 收任接务  。

l 4m 口径射 电 望 远镜   0

4射 m

电望远 镜是一 台 转 式 卡塞台格林 天线型  ’, 它位 于经东1 56、北  纬4 3。 , 0  1。 80 3  海 拔 高

度1 6 ,如 m 图1所 示。 4射 电望m远镜 的 要主 计指 标设 见表1 9 00 电, 性能指 标见 表2  。

1 1 组 成

4 m射 电望 镜 由远天线结 构统系、 射 频 馈电统系、 服伺控 制统系等 三部 分成 。组0

1  11天线 结 构统  .系.

天线

反主射 共 面 由 44 块合铝金 实体单 面块 和不 板锈钢网 单状 块面板 构 成单, 块面板通 过 面 板调  6节机 与 构天线背 结构 架相 联 。其 接中径 直 m2 2由 8 实 单 块 面板构 体成, 42 m 则 26由块 网  状60 块6 0~5 单块 板面构成 。正 十 六边形 的 线 中心体天空 间行 架结构及 其 射 辐梁、 环梁 构 成天的 线反射 主背 架体结  构 与,天线主 射 反面 同共 构成 线天主反 射体 。单块 实 体板面 加的 工 精度 到达 30m ( MmS, 状单  网. R )

块 面5 的板加 精工度 达到0 8.mm( S 。 R )M

m 天 馈线 电 用采 后馈卡焦方 式 ,焦 长为 1 m.。直径 4 2的双 线曲 副射反 体 由4根 俯与 轴仰  0 3 2m.

成 4 。对称 布局 向支 的撑 柱支撑。 5 方

m天线支 撑 转动部分 俯由 仰支 撑方 位和支 两撑 分 构部 成俯 。支仰撑 采用支 臂式 结构 , 由上 下  、

收稿 日期 :0020 0 7 — 一O6;修定 日 :期20 1 0 8 叭一一 1  O作者 简 :介张波洪, 男,博士 , 究方 研向:射天电方法文

天文究与技 研术( 天家文 台台 )刊 国

5卷

支臂

、俯 仰 轴、俯 轴仰 和承 轴承座 组成 方;位支撑 用采转 盘式 构结,由方 轴位 承 方、 位 转台底和 座

成。构

图 41m 射电望 远 镜 照 片   0

g F 1 eTp c ueo  0 r d to sl oe i . h i  tr  f m  iae  ce p 4

表 1

m 4 电 望 远 镜射 主要 设计指  标  0

T ea1 Te hm a   ns cgr cr t f    tm  0di  eec epb   l  i d ei n h a aes o h e ra4 ol tso

反 主射面 径直:  副 反 射 面直径 :  焦径 比 : 主 射反精度面:

04m

4  m .2

. 3

3在 直径 2 内小 于m0 6 (m M S,径 2 4 m 小 于 2 2m (SM  .6r R) a 6直 0 .~ rR) a0

3 m M(S  .m R )

副反

射精面 度  :馈

电方 式:

动范转围:

方 位 7: 。~+ 7。俯仰 : 0 。一25 25, 59 。~ 方位 : 。s 仰俯 :. 。 s1 / 0 5 ,/  位方 : . 。, s仰 .: /5 05    俯/ 0。 2

s3 ”R )0( S M

最  大转 动速 度 :  最 大 转 加动 速度  指 向精度 :

表 2 4m射 电 望 远镜电 性 能标指

T0 b e 2E e t oi  h r c es o   e4  m ia ee c p a l    l c r n c caa t r   f t 0 r o t lsd oe h

线 驱 动 置 由方 装驱位动 、俯 仰 动 两驱 部组 成 ,采用 分消电隙 双、传动 。 链  天线方 位、俯 仰 轴角检 元测件采 用 旋 转 变压器。 缆卷 电 采用悬 绕挂 式形环卷 装 绕 置此。 外 ,线 天

制动器、缓 冲 器 锁定、器 以及 紧急 制 动开 、关电气限 位装置 共同 成 构 线 的天全安 护保 统系

。期

张2波洪等 4: m 径 口 电射望 远  0镜

21 电 馈系 统 .

4. m 天线 馈的源 卡焦为 式S X频 双段 波 纹 喇叭 源 馈。 由 输 锥入削 段 、模 转 换 器和 叭段喇三 段 构  0 / 成。输 入锥削 段是x 频段 入 圆波输 导与模 换 器 转之间 的圆锥 波导 , 它 作的 是 为 了用降低 波 纹喇 叭 的

驻 波; 模换 器 的转用作 是把x 频 的段主 模Tl 换 为波 纹圆 导 H波E1 ; 叭 段 的小端 为 圆 锥 波 E 转 1模 喇

纹导波 交正 接模头 它,的 作 是 用提 s取 频信段号 。  喇 叭 段 的波纹 深 槽与 2在 2 G . Gz zG z.. 0H 23、 H8、 H 0、及 90 H G z频.率 上 的 长波相 比分 是别 0

33 、03 、8218及 1 44 4.2 5 . 8. .4 0。使得 壁电抗 在 和 Sx频 段 均呈 容 性 ,保 证了 x S频、 段上 输 出 的

H E 11模 接平衡近 混状合 ,态 而使 波 纹 喇 叭在 x从s、频 的段辐 方 射图向具 有极 低 的 瓣 和 副接 近理 想 的 转旋对称性 。 叭喇 1长5mm, 径直 87 57 7mm 。在 22 H .Gz和 90 H 率频上 , 叭对 副喇面 的边 照缘 . Gz

射电 与相平 分别 位为一 dlO B与 一 1d 4B及 一 5 和 4 。 3。  。 12 13控 制 系  统 ..

天线

控 制 统系由天线控 制 单元 、 天线驱 动元 单以及 安装 天在线座架上 的驱动 行元 执 、天 线件角度 测  元件 和安 量保全 护 件元构 成。 控 系统制 用 采 典型的 三环 控制 , 即电流环 、速 度 环 和位 置

环 制方 控式 。 电环 和 速流环度是 为了 高伺提 系 统 服的性 和能保 证伺 服统安 全运系 而 行 设置的 环 ,内位置环 则

是 保证天 跟线踪 指向性 能 的外 环 。

天控线 系 制统 是一 位置 跟个 驱动随 统 系其 输入 ,天 是控 线制 单输元 入 控制或 算 计机 给 的位定置指  ,实令 控际制信 是 由给号 定位的置指令 与 天实线 位际 之置 的角误 间 的大差 和极小性 决 。该 定差误信 号  分 控 别制天 线的 位方轴 和 仰 俯朝轴 差 误减 小的 向转方动 并,尽快 使位 置 误 差接近 零 ,从 而 实 天现 线的

轴电精 指确向 目 。标

动驱 统采系用成 熟 三相的零式 SR 反 并整 流 联方, 和俯 位双仰直 流 电 机消电 驱隙 动。C

上 述三 部分构成 的 4 m射电 望镜 ,远具有 好 的较刚重 和比稳定 性 ,具有 好 良的 电 性能 同,时天  0线 的 重量 较 轻 (总 3 重0吨 )。 6( t )

2天 线 性 台电 ̄ 试  H k泪. Y乜 J “"2

天 1方 向图线试测

2在 0 60年7 1月日 利 用,同步 卫 对 星 4m 天  线5 0 Sx频、段 的性 能 进电行 测 试 对 。S段 波 向 方图测  量

时,卫 星 轨 道位 置 为 东 经 1 , 测 2量频 率 为 3。 25 96H ;对x 波段 方 图测 向量 ,时卫 星轨 道 位置  .0 2 zG 为经 6东。 0 ,测 量 频率 为 76 4 G z0 075 .H。 线天s 波段测  试方

图向 图 见2

对天 线s波 段 主 瓣 B及 3ldd OB波束 宽 度 的 试结测 果

表 3见,从 方 向图( 2 )图 以得 出可第一 旁 电瓣 平优

一2于. 2 0 1dB

图 2 m4 望 远 镜 在S段波 的方向 图    0

Fi.

rOea in dig a o  h4e0 d r otsl  og2 intto a r m  t  f   m ai ee cpe i  h   ndb te S  na

S波3 段波 束宽 度( ) 。

Tbe3 Bem wdh  eiS n ( b) al   a t it     ad   。n

数次 3 d

z A

0 2. 201  0 5.   3 6 02.0 7  52 . 60  367

0. 08

2 9 .06 3l 3  0.01   24 0. 46  3 4

. 080  2 9 0.6 l33   0 9.  12 07.70  3 4

0. 03   24 0 5  3. 9 40 0.   26 046   .3 48

005 .2   50 3 5 6 0. 0. 6

20 60. 5  6 23

平均

值0 0  2. 5 08 5 . 36 O 0  2 0.83 0  6 3 .36

l   0 B 3d  d B E l  l    d0

天B研文与技 术究( 国家 天文台 台 刊)

卷5

S 据 S O一2G0 算归计 算 到馈 出 源天线口 益 增 为 1

:G。 { =    g ( [

图 3为 天线  波x段测试 向 方。图

^ d I“   5 4   3    1 OO     s 0 I   … f

)A

-  ̄ ]G  A v-

(G )

中 ,源 馈耗损 A F5. B面精 ,度 损 A耗 =65  盯8  ) 0 8o Bo1=1 )m G = 02d G 8 .( /  =5.d (- . m。天

线 波段S 增益G = 28d 5 . B3天,线 S波段效 率1 =0 2 % 。 16 .2

{}

/ l

\ / 【  \    86 0  O∞   9 0 O   CiHe

—  £

{ l

/  {{ {  l \   /    } \

l \   l   {  、

{oo

o o" '1  。“I

e a

9虹 O 0  t OO  / 、C

/  7 rI {

l   }

\,  l  一

l  {

a品

{ i

M  z  w8?  s…   j  S  n     0 O ’    j

3 4 m望远 镜在 X 波段 的 方 向图  0  F

g3 r n ain d Oar  m f h  0 rdo lts eoi h     a d .i  i t t  i g ao   e4 m  a  eie c p n et X b n e o t

从 3可以看 图出天 线第一 旁 瓣电平: 仰俯优 于1一. B1,方 位优 于一1 d2 d 8B。8利 用实 测方 向 图3 B 波 束宽度 、1dd 0 波束B宽 度 ,计算 出 天 增线 益及天 线 率效。天线 x 波 波段束宽 测试 结度 果表 见 4。 表

4波段x波宽束 度( )

。Tbe4 T beait    X b en s J( al   h  ewmdh i    t d a 。  nh

数3    B

Ad z      0ldB

0 0   86 6.0

1  .1 0

0 00  7、 30

2   1 2l.

平均值

00 9 . 64

0. 2 1  0

63d

BlE  l    d0B

0   57.

0. 37  70

10

8  .70 0 3

. 87

006   .7 8

. 03  1 7

同8 样依据 (式): 1

,中源馈损耗 A  0=2 ,面B精度损 A耗  =8. (rh 50 d =1o G .d1 6G58  ̄)= 3B.( -mm.) /

天。线x 段波 增 益G= 6 76 B,天线 x 波段 率 1效 7= 0。6 .8 d1 .%4  2 2天线 声噪 温 测试度 .

使用

低 噪 放 声器 与 大天线馈 左源、 右旋 出 输口 相 ,天连线指 冷向 ( 空 1 。3 然;后将 低噪 声  放 =E0) 大器 与 常 温负载相 连利, 频谱 仪记 用测录 量结果 ,并同 时记 环境 录温度 表。 为 54m 天线 x频 段噪 0 声 温测度试 结果 , 6为 4表 m天线 段s 声噪温度 测 结试果 。 0

频表 X 5段 噪 频 声温 度 试测结 果

Ta  l   No s   eea u e i h  b n be5s ie tmp r tr n t eX  a d

注: 常温放 大 器通 过 波接导 直口 接连 接,测试 常 温 放大 工 作 频器率 范 围 7: ~85 5H   .G z.

期2

张 洪 波 等:4m 口 径 射 电 望 镜  远0

r L  L r  r   LLr

11

r L    Lr

3  一]

I  45   6

] J

S频 6段 声噪 温度 试 测结 果

T   e b6 N so  e e au ei   h    da  la   i t epm t rr  n te S b ns

测 试 结 果中 以看可出 , 4天m线 性 能电指 标 足设满计 要求 。 0

3 总

m 天 目线 的主前要任务 接收是嫦 一号娥 卫 星行 下科的 学数 ,在任务据结 束后该 天 线 同样 可作  0 以 C为N 的一 个 要成 员参 重与国 内、国际 V B测 观同时也,可 以作为 个 一独 立单 元进 天体行物理 的观   LI

测V研究 。

考献 :文

B erB FG,a a — t S IF  nIt d c o  o dR oA ntm 『 B r.Be   Fk u  r hm im  . n A  no ut nt i as ooy C ]ku   h。r i   r

Gr m —S ht     .d C ra de:C rade U v nir  e s aa mi Feh m big bmi g   i se Prts .202 .y0

K r l  nl em an  KIMoa   Je 。r n  . MT e eo mee t fh   Dvlp n   oHh i — Rslt mn ai g a n  i ego

ui I g n i R do o

t n m   J . A ,A2 ,3 0: 4— 9 .7 os yo   r  I1 AR.0 19 45 8  T

o snA , RoM    a S, on    .  nIerfmern  y  eitnrdo  atn myh mp o   rn J  Mw sne GWn Itr o t a d ns ssi ahi  sr o  ye o

[ . T o po    C J h ms n R,MoAa   r nM,JS esn G W,e . Nw Y :rJh  lwn   o d e  ok o n W y&iS n , oe s I

NC . , 01.20

4 m

XS频 双段天 线统技系 术指标要 求 [ ] 中国 学科 院家天国 台文,2 00  / S . 4年 40.   4 月 X mS双频 天线 系统段 计 设案 [方] 国电子科中技 集团 司公3 0  /S . 所9,2 0 0 年4 月. 7 4  m X 双S频段 天 线系 统测试 验 收报告 [] 中国科学 院 国家天 文台 , 2 0  /0S. 06年 7.月  hTe 4m   0 Ra o Tede c p   i  l soe

HZNGA n H  g—ob , MAO  if— n,  ANGW  n   Poe g eMi.

H0UZ aJ  n—ini, Z   n—y n H S uIa   U HiXi 。g S h o —a b  o

( i . t NnlAtnmi l sarre C,ie eAa e  fces cei1g 1 0.Ci a  1ai saooc   vt eis sh cd ym oi eB ,i n 00 h2 n:o   arOb o S n j

2 nN 3ot   s a c   nt t .t  9 h e eRr h sI i eC,hn   e to i s Te ho o yG ru   p r otn; Xi 71n 0 ui aE cl nrc   c n lg   op r Co a o i a 0 6

5,

,Ch n

i a;

Na in l As nr iam   s a o is ruYn n O bea o C i,e e Ac d m y   coe c suK m ig 60 1, Ch   . t an  t o c lO e tbr e/ n  a r st foo vv h s n  e a fS in e nn  5 0 1 i: 4a .aiN nlAs rn i ma s r  o isa rb Oi beao yt a t o o c Oble t er /U u  q r str o v

Ch vns  a e  f Sicns uUi 08

ie e cA d m yo   ce e ,r m q  3 1 10

Cia   h n)

s at h0   ai tec p a u il   nu O nsr a rct1    eP ei Monano b t c : T m red  l eo swi  Y an be tvy(oae i t   h n  u tif 4 oe rs tb ond nh x  nKig Y na  rv e .n I i p r pts ue trn   n t no t tiso el   at cd n d  um n , u nnoPci )nt sa e, h  tc e adfci  f sh ecp e  rir u e, a d  r h uuo    e n o

ios sr a in i h    tb e to n e tLVBIn t   rCfh n n   te  pp i ian r    l pors n e  v   wo keo   i aa doh r la t c a esas   e ted o. Ke  r s:4 y wo d0m  a tloso e; ses a ;lpai n r d  e eic p tymp i t c o

阅读详情:http://www.wenku1.com/news/9D7968BBC66C2A57.html