郭红锋

射电望远镜的结构与光学反射式望远镜的结构类似，具有主镜面（或称反射面）和接收器。只是光学望远镜一般都要通过副镜（或转角平面镜）将光线转出来到目镜或接收装置，而射电望远镜一般是将接收装置直接安放在焦点处（称为馈源）。所以，射电望远镜也遵循口径越大，分辨率和灵敏度越高的规律。射电望远镜的发展也遇到了与光学望远镜同样的问题，就是反射面天线不能无限做大，这给射电天文学的迅速发展拖了后腿。

综合孔径技术就是为扩大射电望远镜口径而发展起来的创新技术，其原理是把多个子孔径接收的信号综合到一起，经计算机处理后，模拟出一个等效大孔径望远镜的效果。运用综合孔径技术，可以把一批小口径射电望远镜的天线排列成一定的阵型，操作天线阵共同指向天空的同一块区域。阵列中所有望远镜接收到的信息，经计算机综合处理后，产生出对应天区的综合成像，这个像就是这个阵列等效的虚拟大口径望远镜成像的效果。

用综合孔径技术实现射电望远镜扩大口径的尝试是成功的，也给其他波段望远镜的发展提供了借鉴。这项技术还获得了1974年的诺贝尔奖。

完整单口径望远镜的分辨率与口径直接有关，而灵敏度与主镜的面积有关（对于完整口径而言，也就是与口径有关）。一个阵列望远镜的口径是不完整的，其等效口径等于基线长度（即阵列中各个望远镜之间的最大距离），而阵列望远镜的面积取决于阵列中所有子望远镜的合成面积（与等效口径无关）。

阵列望远镜的分辨率与等效口径有关，等效口径越大，分辨率越高，因此，只用几个面积较小的望远镜，拉开距离（基线）同步工作，也能获得高分辨率。但是，望远镜要探测到微弱的信息（高灵敏度），就需要大面积来集聚能量。阵列射电望远镜想要增大面积，就需要摆放尽可能多个小口径望远镜，也就是更多地填充一个虚拟大口径的面积。

因此，只要求提高分辨率，在等效大口径里放很少的小口径望远镜即可;而要提高望远镜灵敏度（观测到暗弱的目标），则需要在等效大口径的范围内放很多小口径望远镜，或者每一个子望远镜的口径更大，效率才更高。

20世纪80年代以来，欧洲的多个甚长基线干涉测量装置（Very Long Baseline Interferometry，简称VLBI）已经互相组网观测，获得相当于网络中连接点之间最长距离（基线）的等效口径。欧洲的VLBI网（European VLBI Network，简称EVN）是一个主要位于欧洲，延伸到亚洲的射电望远镜联网工作系统，后来又增加了南非和波多黎各的天线。接入这个网络的射电望远镜可以协调工作，共同对准同一个目标，造成一个等效口径巨大的望远镜，实现对宇宙射电源进行高空间分辨率的观测。

美国则组成了甚长基线阵（ V e r y L o n gBaseline Array，VLBA）。这是一个由10个观测站组成的网络，分布在美国各地。这些天线位于长达8000千米的距离（基线）上，从而获得等效于基线口径的大望远镜的分辨率。甚长基线阵列每个站点都是一个25米的射电望远镜。每个望远镜捕获的无线电信号被放大、数字化以后，发送到一台称为相关器的大型计算机进行处理。通过数据的合成和可视化处理，VLBA堪称世界上最强大的无线电信号照相机之一（基线越长，角分辨率越高）。甚长基线一般指几千千米甚至地球尺度的基线长度。

人類首次直接成像的黑洞照片，离不开多个毫米波、亚毫米波射电望远镜组成的甚长基线干涉阵，包括智利阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA），南极点的南极望远镜，以及美国、欧洲等地共8台望远镜，形成了一个直径超过12000千米的巨大虚拟望远镜。科学家把这个阵列里全部望远镜的观测数据汇总到一起，进行合成处理，才产生了黑洞边缘的合成照片。由于黑洞在吸积周围物质时在毫米波波段和亚毫米波波段的辐射比较强，比较适合使用这个波段的望远镜的观测数据做合成处理，而且在这个波段上波长较短，分辨率更高，能够达到目前人类获得的最高分辨率。

这些都是新一代射电望远镜的代表，它们在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜，使射电天文成为天文学领域中的重要研究手段，并为天文学的发展带来难以预料的机会。