□ 梦 天

天文观测的三次变革

人类的天文观测经历了三次革命性的变革。第一次变革是从肉眼观星进入到利用光学天文望远镜观测天体，它以17世纪初意大利科学家伽利略发明天文望远镜为标志。第二次变革是从人类只能观测天体的可见光进入到接收天体的无线电波，它以20世纪30年代射电望远镜的诞生为标志。第三次变革是从人类局限于在地面上观测天体到进入太空开展天文观测，它始于20世纪中叶空间时代的到来，以各种空间天文台和空间望远镜为主要标志。

肉眼观天，只能看到来自天体的可见光。光学天文望远镜可以使我们看到更暗的天体，但它依然只能接收可见光。可见光是一种电磁辐射。接收天体发来的电磁辐射，乃是人类获得天体信息的主要渠道。在天文学中，通常按波长由短至长（相应地，频率由高而低）将电磁辐射区分为γ射线、X射线、紫外线、可见光、红外线、以及射电波共6大波段。

地球大气会吸收、反射和散射来自天体的电磁辐射，致使大部分波段中的天体辐射无法到达地面。人们常把能够穿透大气层而抵达地面的波段范围形象地称为“大气窗口”。这种“窗口”主要有三个：①光学窗口，即可见光和一小部分近紫外波段，波长范围约0.3微米～0.7微米。②红外窗口，实际上由0.7微米～1毫米波长范围内互相隔开的许多“小窗口”构成。③射电窗口。射电波段通常指1毫米～30米的波长范围，其中波长短于1米的常称为“微波区”。地球大气在射电波段有少量吸收带，但对波长长于13.5毫米的射电辐射则渐趋透明，在40毫米～30米的宽阔波段中则几乎完全透明。

空间天文观测摆脱了地球大气层的桎梏，在上述3个“窗口”以外的各种波段取得了极丰富的资料。这样，在20世纪后期，天文学就跨入了在整个电磁波谱所有波段上观测研究天体的新时代，即“全波段天文学”的时代。从此，人类对许多天文现象的了解摆脱了瞎子摸象似的片面性。21世纪的全波段天文学，真可谓是方兴未艾，前程似锦！

本文介绍射电波段的天文观测和研究，即射电天文学的崛起。英语中的radio一词，通常汉译为“无线电”，但在天文学中常称为“射电”。radio astronomy就是“射电天文学”。类似地，还有radio telescope为“射电望远镜”，radio sky map为“射电天图”，radio source为“射电源”， cosmic radio radiation为“宇宙射电辐射”等。

电磁波谱和大气窗口

伽利略及其天文望远镜

工作中的卡尔·央斯基

从可见光到无线电波

可见光天文学简称“光学天文学”。射电天文学诞生以前的一切天文成就都应归功于光学天文学。古人探索行星运动，近代建立太阳系图景，考察银河系结构，现代打开星系世界的大门，乃至奠定观察宇宙学的基础，都是光学天文学的功绩，或着是光学天文学开辟了前进道路，再由其他波段后续支持取得的成果。

然而，光学波段毕竟只占整个电磁波谱的极小一部分。仅由光学观测来推断天体的性质和演化规律，必然会带有片面性。20世纪30年代射电天文学的诞生，使人类逐渐摆脱了上述窘境。而极具深意的是，射电天文学的开山鼻祖却是一位原本不懂天文，也并不热爱天文的年轻人——美国无线电工程师卡尔·央斯基。

1905年10月22日，央斯基出生于美国奥克拉荷马州的诺曼。他父亲是定居美国的捷克后裔，是威斯康星大学的教授。卡尔在该校取得物理学学士学位，毕业后留校任教一年。1928年他到著名的贝尔电话实验室工作。当时，无线电电话刚开始运营，从伦敦打电话到纽约3分钟时间要收费75美元，而且通话还不时遭到电磁干扰。央斯基被派去研究短波无线电通讯中的天电——来自天空的无线电波的干扰问题。后来知道，这些干扰来自大气中的雷电、太阳耀斑爆发导致的地球电离层扰动，以及来自宇宙中各种天体的无线电辐射。

1931年12月，央斯基研制了一台由天线阵和接收机组成的设备，天线阵长30.5米，高3.66米，下面安装了4个轮子，能在圆形的水平轨道上每20分钟旋转一周故被昵称为“旋转木马”。他以14.6米的工作波长进行探测，起初发现了两种天电干扰信号，一种由附近的雷暴引起，另一种由远处的雷暴经电离层反射而来。1932年1月，他又发现一种相当微弱而稳定的信号，一时来源不明。这个噪声源的方向随时都在变化，近乎24小时绕行一周天。1932年，央斯基在《无线电工程师研究会报》上公布了这一发现，认为这种天电噪声很可能来自太阳。此后他继续跟踪监测，发现这个噪声源越来越远离太阳，但是却对应于星空背景的某个固定区域，最后确定为银河系中心方向。1932年12月，贝尔实验室向新闻界通报这一发现时，《纽约时报》在头版作了报道。

央斯基本人并未继续拓展这门学科，他更感兴趣的是工程部分。在头几年内，天文学家门并未更深入地探索央斯基的发现。只有美国天文学家弗雷德·劳伦斯·惠普尔发表一篇文章讨论他的观测结果。还有一位天文爱好者格罗特·雷伯单枪匹马地做了不少实际工作。

1950年，45岁的央斯基因心脏病卒于新泽西州的雷德班克。为了纪念他，后人把天体射电流量密度的单位称为“央”。不过，央斯基的“旋转木马”还有明显的缺点，还不能称为真正的射电天文望远镜。

央斯基的“旋转木马”

老年时的格罗特·雷伯

美国格林班克国家射电天文台陈列的雷伯射电望远镜复制品

第一架射电天文望远镜

雷伯1911年12月22日生于伊利诺斯州惠顿，15岁时已热衷于无线电收发报活动。他在大学时代曾尝试向月球发射无线电波，并试图接收从月球反射回来的回波。他失败了，直到第二次世界大战后，美国通讯兵才以更大的投资做到了这一点。

央斯基发现来自银河系中心的射电辐射时，雷伯刚从伊利诺伊州理工学院毕业不久，正在芝加哥的一家公司工作。他对央斯基的发现产生了极大的兴趣，便立即向贝尔实验室提出希望与央斯基一起研究天体的射电辐射，但未能如愿。

雷伯决定利用业余时间研制一台比“旋转木马”更好的射电望远镜，一切费用自理。1937年，他在一位铁匠的帮助下，终于在自家的后院建成一座口径9.45米的抛物面天线。天线的底盘是木制的，表面覆盖镀锌的铁皮，工作波长为1.87米，后来又改到更短的波长。在几年时间里，雷伯是世界上独一无二的射电天文学家。直到第二次世界大战结束，他的仪器仍是世界上唯一的一台射电天文望远镜。

1938年，雷伯开始有目的地接收来自宇宙的射电波，确认了央斯基的发现。1940年，《天体物理学报》刊出他报道探测结果的论文。这是天文学术刊物上发表的第一篇射电天文学文章。1941年雷伯用这台望远镜进行第一次射电天文巡天观测，在人马座、天鹅座和仙后座中各发现一个很强的射电源，并绘制了人类历史上第一幅银河系射电天图。

1947年，雷伯把他的射电望远镜给了国家标准局。以后，他把观测地点移到夏威夷，然后又转移到澳大利亚。如果说央斯基使射电天文学得以诞生的话，那么这门学科的幼年却是靠雷伯独自哺育的。后来，洛弗尔、赖尔等人又使它长大成熟。

2002年，雷伯与世长辞。如今，央斯基的“旋转木马”和雷伯的射电望远镜都已作为文物，陈列在美国格林班克国家射电天文台。

射电天文学的成长

与光学望远镜类似，射电望远镜的分辨率与望远镜的口径成正比，而与所接收的射电波的波长成反比。射电波的波长是可见光的104倍～107倍，这就使经典式射电望远镜的分辨率往往比光学望远镜低得多。分辨率通常以分辨角的倒数表示，分辨角越大则分辨率越小。雷伯那架射电望远镜的分辨角约为14°，当望远镜指向天空接收射电信号时，倘若那里有彼此相距小于14°的两个射电源，就分不清信号来自哪一个了。低分辨率一度严重限制了射电望远镜的应用。

根据中性氢分布推断的银河系结构图，中央是银河系中心。左侧由澳大利亚天文学家完成，右侧由荷兰天文学家完成，两者的结合部体现出很合理的一致性

尽管如此，射电天文学发展初期还是取得了一些很重要的成果，其中之一就是发现了太阳射电。1942年，英国空军所有波长为4米～6米的雷达都受到很强烈的干扰，起初英国人以为这是纳粹德国发射的干扰电波。后来，詹姆斯·斯坦利·海伊领导的研究团队查明这种干扰其实来自太阳。太阳上不时地发生着射电辐射突然增强的过程，称为“太阳射电爆发”。它们与日面上黑子、耀斑等太阳活动现象密切相关。同时，人们还探测到太阳的稳定射电辐射，称为太阳射电宁静成分。后来，人们又发现一种缓慢变化的成分，称为太阳射电缓变成分。1946年，加拿大的天文学家发现太阳射电也具有与黑子活动相同的11年变化周期。新兴的太阳射电天文学就这样诞生了。

另一项重大成果是发现了银河系内中性氢原子21厘米的射电辐射。早在1938年，荷兰天文学家扬·亨特里克·奥尔特已从光学观测资料推断银河系存在旋涡结构。可是，银道面附近密布的尘埃云严重地阻碍了光波的传播。无线电波能够穿透尘埃，从而可望为这项研究提供新的途径。奥尔特于是建议他的研究生范德胡斯特从理论上寻找可供观测的射电谱线。后者发现在银河系空间广泛分布的中性氢原子应该发出频率为1420.4兆赫、波长为21.2厘米的射电辐射。这是射电天文学发展史上第一个重大的理论突破。1951年，美国、荷兰和澳大利亚的天文学家先后观测到来自银河系的21厘米谱线信号，并由此催生了射电天文学中一个极重要的分支——射电频谱学。

探测21厘米射电谱线对于研究银河系的结构具有重要意义。奥尔特组织人员观测21厘米射电谱线，以探测中性氢在银河系里的分布。他们同澳大利亚的射电天文学家协作，在1958年联合绘就银河系内中性氢的分布图，清晰地展示了银河系的旋涡结构，创造了在光学波段无法完成的光辉业绩。

技术的进步

20世纪四五十年代，射电望远镜技术也取得了长足的进步。第二次世界大战结束后，战时为军队服务的许多雷达工程师将雷达改装成射电望远镜，转而从事射电天文研究。其中英国人马丁·赖尔的成就尤为卓著。

20世纪40年代中期，赖尔为改进单天线射电望远镜分辨率太低的缺陷，首创了双天线射电干涉仪。这种射电望远镜用相隔一定距离——称为“基线”——的两面天线同时观测同一个射电源，把接收到的两组射电波输入处理器使它们发生干涉。由此获得的分辨率等效于一架口径相当于上述基线长度的单天线射电望远镜。由此，射电观测的分辨率大为提高。1955年，赖尔建成一台四天线干涉仪，进行广泛的射电巡天探测。1959年，他刊布了著名的《剑桥第三星表》，简称3C星表。

在干涉仪原理的基础上，赖尔还提出了“综合孔径射电望远镜”的崭新概念，从理论上解决了射电观测如何成像的难题。1954年他设计了一个实验方案，观测验证了综合孔径原理的正确性。1960年，他又利用三面直径18米的抛物面天线进行实验，组成等效直径为1.6千米、观测波长为1.7米的综合孔径射电望远镜，得到了分辨角为4.5′的射电图像。这为以后研制大型综合孔径射电望远镜奠定了坚实的基础。

与此同时，为了观测更弱的射电源，天文学家必须建造更大的射电望远镜。英国天文学家阿尔弗雷德·查尔斯·伯纳德·洛弗尔于1950年提议建造的76米口径大型射电望远镜，最终于1957年在曼彻斯特市以南的焦德雷尔班克落成。这台全动式可跟踪望远镜高达89米，总质量达3200吨。直到1971年，它一直处于世界领先地位。1987年，在庆祝落成30周年之际，该镜被重新命名为洛弗尔射电望远镜。

澳大利亚于1958年开始建造64米口径的大型射电望远镜，历时两年半顺利完成，坐落在帕克斯镇附近。它与上述的英国76米射电望远镜相配合，观测范围覆盖全天，起了无可替代的作用。

总之，在20世纪四五十年代，射电频谱学诞生了，各种射电干涉仪相继问世，大型单天线射电望远镜也开始成为现实。在下一篇文章中，我们将更为深入地介绍射电望远镜的技术进步。异军突起的射电天文学，到20世纪50年代末已经呈现出一派欣欣向荣的景象。更丰硕的成果——例如20世纪60年代的射电天文学“四大发现”，仿佛已经呼之欲出了。