简介

把射电望远镜天线接收的天体射电信号经过适当的处理，转变成适于记录形式的设备。对于射电信号的处理，一般包括：调制、放大、变频、检波、滤波、定标等，根据不同的观测目的，可以采用其中的一部或全部。有些用于特殊目的的接收机还分别有各自的结构特点。经过接收机处理的射电信号，传送到射电望远镜终端设备显示并记录下来。早期的射电望远镜，终端设备很简单，例如电压表、电流表或自动记录仪，通常也都包括在接收机内。随着射电天文观测技术的发展，观测要求的提高，射电望远镜的终端设备功能逐步扩大，种类日益繁多。不同类型的射电望远镜分别采用了电子计算机、微处理机、磁带录像机、声光调制器、电视或电影摄影机等多种技术，在射电天文方法中已经形成一个与接收机同等重要的技术领域。

主要指标

接收机是射电望远镜的重要组成部分,其性能好坏对整个射电望远镜有重大影响。一般射电天文接收机的性能好坏用以下指标来衡量。①灵敏度：指接收机可以察觉的信号的最小功率变化（见射电天文接收机灵敏度）。②稳定度：指一段时间内(通常取一小时)接收机增益和带宽的相对变化,变化愈小,表示接收机的稳定度愈高。一般每小时要求优于0.01。③可靠性：在长时期工作中，接收机能够正常工作的时间所占的比例，称为可靠性。一般要求大于95％。④其他指标：不同种类的射电接收机，还有其本身特定的技术指标，例如频带宽度、频率响应特性、动态范围、定标精度、频率分辨率、时间分辨率、频率稳定度、相位稳定度以及寄生偏振特性等等。

分类

射电天文接收机种类繁多，目前常用的分类方法大体有三种。一种是按照波段分类，可划分为米波、微波、毫米波和亚毫米波接收机;一种是按照所采用的无线电技术特点分类，可划分为射频调谐式和超外差式接收机，二者又可各划分为直接放大式、调制式、伺服补偿式和相关式接收机等；还有一种是按照观测用途分类，可划分为射电辐射计、射电偏振计、射电频谱仪（见太阳射电动态频谱仪）、谱线接收机（见射电天文谱线接收机）、射电干涉仪接收机、综合孔径接收机（见综合孔径射电望远镜）和脉冲星射电接收机等。在按用途分类的接收机中，用于太阳射电和宇宙射电观测的接收机又各有其特点。

工作原理

最基本的一种射电天文接收机──简单超外差式射电接收机的原理如图。来自天线馈源的以观测频率vS为中心、带宽为△v的射频射电信号,在混频器中与频率为vL的本振信号相混频，变成频率较低的中频信号vI。vI等于vS与vL二者之差,一般取几十到几百兆赫（也有取较高或较低的）。中频信号和原来的射频信号具有相同的频谱形状和强度信息，它在中频放大器中被放大。在多数射电天文接收机中，主要的放大作用是由中频放大器承担的，接收机的频带宽度通常也是由中频放大器的带宽决定的。然后中频信号通过检波器（通常是平方律检波器），检出中频波形的包络。检波器的输出与加在它上面的电压振幅的平方成正比，因此，检波器的输出与加在接收机输入端的信号功率成正比。最后，检波器的输出被积分，或者经过一个低通滤波器滤除高频成分，其输出信号送到记录设备中记录下来。图中还给出了通过接收机每一级的射电信号波形和频谱的变化过程。图中τ为记录仪器的时间常数。

发展趋势

当前射电天文接收机的主要发展趋势,第一是提高灵敏度；第二是扩展波段；第三是研制各种专门用途的接收机。提高灵敏度的关键是降低接收机本身的噪声。1931～1932年央斯基第一个用来发现银河系射电的接收机的灵敏度和现在的相比是很低的。1946年迪克发明了调制式射电天文接收机，灵敏度有了显著提高。五十至六十年代，在射电天文接收机中相继采用了一系列低噪声放大器，包括行波管放大器、参量放大器、量子放大器等，使接收机的灵敏度有了大幅度的提高。现在，在分米和厘米波段使用的行波量子放大器，已使接收机的本机噪声降低到10～20K的量级。七十年代,制成了在毫米波段工作的致冷混频式接收机，使毫米波接收机的本机噪声也有显著降低。射电天文接收机在工作波段方面的发展，大致经历了米波──微波──毫米波几个时期,目前正在向亚毫米波段扩展。四十至五十年代制成了射电辐射计、太阳射电频谱仪、氢谱线接收机、射电偏振计等专门用途的射电天文接收机，以及主要用于相关干涉仪的相关接收机；六十至七十年代制成了甚长基线干涉仪接收机，包括数十甚至数百个相关器以及对相位自动监测校准的综合孔径专用接收机、脉冲星射电接收机和分子谱线接收机等。

射电望远镜

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

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。