綜合孔徑望遠鏡陣列

郭紅鋒

射電望遠鏡的結構與光學反射式望遠鏡的結構類似，具有主鏡面（或稱反射面）和接收器。只是光學望遠鏡一般都要通過副鏡（或轉角平面鏡）將光線轉出來到目鏡或接收裝置，而射電望遠鏡一般是將接收裝置直接安放在焦點處（稱為饋源）。所以，射電望遠鏡也遵循口徑越大，分辨率和靈敏度越高的規律。射電望遠鏡的發展也遇到了與光學望遠鏡同樣的問題，就是反射面天線不能無限做大，這給射電天文學的迅速發展拖了后腿。

綜合孔徑技術就是為擴大射電望遠鏡口徑而發展起來的創新技術，其原理是把多個子孔徑接收的信號綜合到一起，經計算機處理后，模擬出一個等效大孔徑望遠鏡的效果。運用綜合孔徑技術，可以把一批小口徑射電望遠鏡的天線排列成一定的陣型，操作天線陣共同指向天空的同一塊區域。陣列中所有望遠鏡接收到的信息，經計算機綜合處理后，產生出對應天區的綜合成像，這個像就是這個陣列等效的虛擬大口徑望遠鏡成像的效果。

用綜合孔徑技術實現射電望遠鏡擴大口徑的嘗試是成功的，也給其他波段望遠鏡的發展提供了借鑒。這項技術還獲得了1974年的諾貝爾獎。

完整單口徑望遠鏡的分辨率與口徑直接有關，而靈敏度與主鏡的面積有關（對于完整口徑而言，也就是與口徑有關）。一個陣列望遠鏡的口徑是不完整的，其等效口徑等于基線長度（即陣列中各個望遠鏡之間的最大距離），而陣列望遠鏡的面積取決于陣列中所有子望遠鏡的合成面積（與等效口徑無關）。

陣列望遠鏡的分辨率與等效口徑有關，等效口徑越大，分辨率越高，因此，只用幾個面積較小的望遠鏡，拉開距離（基線）同步工作，也能獲得高分辨率。但是，望遠鏡要探測到微弱的信息（高靈敏度），就需要大面積來集聚能量。陣列射電望遠鏡想要增大面積，就需要擺放盡可能多個小口徑望遠鏡，也就是更多地填充一個虛擬大口徑的面積。

因此，只要求提高分辨率，在等效大口徑里放很少的小口徑望遠鏡即可;而要提高望遠鏡靈敏度（觀測到暗弱的目標），則需要在等效大口徑的范圍內放很多小口徑望遠鏡，或者每一個子望遠鏡的口徑更大，效率才更高。

20世紀80年代以來，歐洲的多個甚長基線干涉測量裝置（Very Long Baseline Interferometry，簡稱VLBI）已經互相組網觀測，獲得相當于網絡中連接點之間最長距離（基線）的等效口徑。歐洲的VLBI網（European VLBI Network，簡稱EVN）是一個主要位于歐洲，延伸到亞洲的射電望遠鏡聯網工作系統，后來又增加了南非和波多黎各的天線。接入這個網絡的射電望遠鏡可以協調工作，共同對準同一個目標，造成一個等效口徑巨大的望遠鏡，實現對宇宙射電源進行高空間分辨率的觀測。

美國則組成了甚長基線陣（ V e r y L o n gBaseline Array，VLBA）。這是一個由10個觀測站組成的網絡，分布在美國各地。這些天線位于長達8000千米的距離（基線）上，從而獲得等效于基線口徑的大望遠鏡的分辨率。甚長基線陣列每個站點都是一個25米的射電望遠鏡。每個望遠鏡捕獲的無線電信號被放大、數字化以后，發送到一臺稱為相關器的大型計算機進行處理。通過數據的合成和可視化處理，VLBA堪稱世界上最強大的無線電信號照相機之一（基線越長，角分辨率越高）。甚長基線一般指幾千千米甚至地球尺度的基線長度。

人類首次直接成像的黑洞照片，離不開多個毫米波、亞毫米波射電望遠鏡組成的甚長基線干涉陣，包括智利阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列（ALMA），南極點的南極望遠鏡，以及美國、歐洲等地共8臺望遠鏡，形成了一個直徑超過12000千米的巨大虛擬望遠鏡。科學家把這個陣列里全部望遠鏡的觀測數據匯總到一起，進行合成處理，才產生了黑洞邊緣的合成照片。由于黑洞在吸積周圍物質時在毫米波波段和亞毫米波波段的輻射比較強，比較適合使用這個波段的望遠鏡的觀測數據做合成處理，而且在這個波段上波長較短，分辨率更高，能夠達到目前人類獲得的最高分辨率。

這些都是新一代射電望遠鏡的代表，它們在靈敏度、分辨率和觀測波段上都大大超過了以往的望遠鏡，使射電天文成為天文學領域中的重要研究手段，并為天文學的發展帶來難以預料的機會。