[科普中国]-剑桥干涉仪

剑桥干涉仪是由马丁·赖尔和安东尼·休伊什在1950年代早期于剑桥西区（在现在的格兰奇道足球场与卡文迪许实验室之间）建造的干涉仪电波望远镜。

简介剑桥干涉仪是由马丁·赖尔和安东尼·休伊什在1950年代早期于剑桥西区（在现在的格兰奇道足球场与卡文迪许实验室之间）建造的干涉仪电波望远镜。这个干涉仪是包含4个固定元件的巡天阵列，它产生了两份剑桥的无线电原目录（以81.5MHz编制的2C无线电源表，和以159MHz编制的3C无线电源表。建筑在45MHz-214MHz，使用2个元件的长麦克逊干涉仪），发现一些最有趣且有名的天体。这架望远镜由剑桥大学的电波天文小组操作。

马丁·赖尔和安东尼·休伊什因为这件事和其他的工作获得1974年的诺贝尔物理奖。1

射电望远镜射电望远镜（英语：Radio telescope）是一个专门的天线和无线电接收机，在射电天文学用来接收天空中从天文射电源的无线电波。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。1

著名射电望远镜位于美国波多黎各岛上的阿雷西博望远镜，为固定在天然火山口当中的单口径球面天线，口径305米，后扩建为350米。

位于美国新墨西哥州沙漠中的甚大天线阵（VLA），由27面架设在铁轨上的口径25米的天线组成，排列成Y字形。

阿塔卡玛大型毫米波天线阵。（ALMA）

位于格陵兰的格陵兰望远镜次毫米波特长基线干涉仪。

日本的VSOP，利用日本HALCA卫星携带的8米射电望远镜与地面上的射电望远镜组成干涉仪。

德国的埃菲尔斯伯格射电望远镜，口径100米。

位于美国西弗吉尼亚州坡卡洪塔县绿岸的绿堤望远镜，天线尺寸为100米x110米。

中国上海佘山天文台的65米射电望远镜。

中国北京市密云县密云水库北岸国家天文台，50米口径射电望远镜。

中国贵州省平塘县克度镇大窝氹洼地的500米口径球面射电望远镜（FAST）

日本野边山宇宙电波观测所的45米射电望远镜和野边山毫米波阵列。

位于法国南赛Nançay观测站，1964年建成。

筹建中的平方千米阵。（SKA）2

参阅Astropulse

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本词条内容贡献者为:

刘军 - 副研究员 - 中国科学院工程热物理研究所