正文
射電干涉儀由多元天線系統組成的一種射電望遠鏡。為了對射電源進行精確定位、分辨出角徑很小的源和研究射電天體的精細結構,須有高解析度的射電望遠鏡。二十世紀四十年代末和五十年代初創製了許多新型射電望遠鏡，其中很重要的一種是根據光學干涉儀原理製成的射電干涉儀，它大幅度地提高了測量分立射電源的分辨本領。到七十年代，射電天文學家已能夠分辨出0奬0002的射電源的角徑。望遠鏡能分辨天體的最小角距δθ ,稱為望遠鏡的分辨角，分辨角的倒數叫解析度，δθ 越小,解析度越高。根據光學原理，δθ ≈λ/D，λ為波長，D為望遠鏡的孔徑。由於射電波段的波長比光學波段的要大一萬倍乃至一億倍,所以要射電望遠鏡能達到口徑為5厘米的小型光學望遠鏡的解析度,則其天線的孔徑就要做到500米（工作在毫米波段），甚至 5,000公里（工作在十米波段），這是無法實現的。現在世界上最大的全可轉拋物面天線的口徑只100米,地面上固定不動的球面天線也只305米。因此，就單個射電望遠鏡來說,解析度是很低的。早在1920年，恆星干涉儀就用來測量亮星的角徑。射電干涉儀套用了與光學干涉儀同樣的原理，在射電源定位和角徑測量上起了巨大的作用。最簡單的干涉儀由兩台相隔一定距離的天線構成。干涉儀的解析度取決於兩天線之間的距離，而“接收面積”則取決於天線的大小。二者可以根據觀測需要獨立選取，這意味著可以大量地節省材料，而不會降低望遠鏡的實效。連續孔徑望遠鏡則不易做到這一點，因為它的解析度和接收面積不是互相獨立的（見連續和非連續孔徑射電望遠鏡）。
基本原理（雙天線射電干涉儀）
射電干涉儀雙天線射電干涉儀是最簡單的也是最基本的一種干涉儀。現今所有各種高解析度的非連續孔徑望遠鏡都是以它為基礎發展起來的。雙天線射電干涉儀的基本原理是：一組取向一致的兩個天線安置在某一方向(例如東西方向)的基線上，接收“點源”（角徑遠遠小於單個天線的解析度的源）的單頻信號。天線用性能相同、長度相等的傳輸線把各自收到的信號送到接收機輸入端,兩個信號互相迭加。當一個天體射來的電磁波與基線的垂線成θ角時,射電波到達兩天線相差一段路程BC。若程差BC正好是半波長的偶數倍，這兩個信號同相，信號相加；若為奇數倍則反相，信號相互抵消。因此,當θ因天體的周日運動而不斷改變時，接收機的輸出呈現強弱相間的周期性變化,形成干涉圖形。圖3表示雙天線干涉儀的方向圖形。圖中各方向瓣的包絡就是單天線方向圖。可以用中心瓣的寬度來表示一具雙天線干涉儀所具有的解析度。這和連續孔徑情況一樣，也近似有δθ≈λ/D 的形式，然而這裡的D是兩台天線之間的間距。由於D可以很大,因此干涉儀可以得到比連續孔徑望遠鏡窄得多的方向瓣。對於特定的孤立射電源，方向瓣的寬度就決定了觀測所能達到的解析度。如果在單天線方向圖的範圍內不止有一個源，或源的角徑大於相鄰兩個方向瓣的角距，則所得的信息將混淆不清。
為了適應各種目的，研製了各種形式的干涉儀，其中最重要的是相關干涉儀。相關干涉儀是由兩個分立的天線以及對天線送來的信號能起乘法作用的接收機（稱為相關接收機）組成的。相關接收機的輸出，只對兩組元的天線同時收到的信號起作用，其輸出正比於兩個組元天線輸出的電壓乘積的平均值。因此，如果信號或某種噪聲或干擾只加在其中的一個組元通道上，則相關輸出將為零。這就使得相關接收機可以抑制接收機噪聲以及外來的只對一個組元有作用的有害干擾。著名的綜合孔徑射電望遠鏡、米爾斯十字射電望遠鏡、複合射電干涉儀等許多非連續孔徑射電望遠鏡，都是以這種形式的接收機為基礎的。
複合干涉儀
射電干涉儀多天線干涉儀、複合干涉儀和十字天線 雙天線干涉儀的分辨角δθ ≈λ/D,而相鄰兩個干涉瓣之間的角距△θ也是≈λ/D。它只能適用於角徑小的孤立源和角徑稍大的輻射源的定位及估計角徑方面的工作。在對太陽這樣的面源的觀測上,普遍使用多面天線組成的干涉儀。同相饋電的多天線射電干涉儀,又稱柵式干涉儀。多面天線等間隔地排在一條直線上，若相鄰天線的間距為S,天線數目為N，則干涉瓣的主瓣半寬δθ ≈λ/NS，δθ 只取決於基線的“總長度”NS,而干涉瓣之間的角距△θ≈λ/S，只取決於相鄰兩天線的間距S，與天線的多少無關,也與基線的總長度無關。在總長度不變的情況下，天線面數增加一倍（即N增一倍）,干涉瓣之間的角距也將增加一倍。只要適當選擇N和S,就可以得到所需要的解析度,而在觀測特定的孤立射電源（如太陽）時，又可以使干涉瓣之間的角距大於源的角徑而不發生混淆。圖4表示一種雙天線干涉儀和多天線干涉儀的方向圖形以及它們在觀測太陽時的效果。 把多天線干涉儀與相關干涉儀的特點結合起來，就構成複合射電干涉儀。這就是在一排天線的連線上再放置一面或多面天線，使所放置的天線系統與原有天線系統的輸出相乘。這樣可以用比較少量天線獲得高的解析度，同時保證兩干涉瓣間的必要距離。複合干涉儀還可以設計成單瓣方向圖，從而避免多瓣回響所帶來的局限性。等距排列的多天線干涉儀，天線的間距有許多是重複的（如在N個天線的等距排列中有N-1個天線對都是相距S，N-2個天線對都是相距2S等等）。原則上相同間距的天線對重複，對改善方向圖形並不起任何作用。因此，完全可以去掉那些重複的單元，而在避免混淆方面和分辨細節方面得到相同的效果。這種天線系統叫作最少重複的干涉儀。
十字天線
上述各種干涉儀僅能提高一維的解析度。一面東西方向排列的天線，並不能提高南北方向上的解析度。澳大利亞的米爾斯設計並研製了一種十字天線，可以直接獲得二維的高解析度（“鉛筆束”方向圖）。原來的米爾斯十字天線是由兩個狹長的平行偶極子陣所組成，後來發展為十字拋物柱面對。十字天線的兩個連續陣可以用柵(也就是分立天線陣)來代替，稱之為克里斯琴森十字。十字柵是多瓣回響，只限於用來觀測強的孤立射電源。事實上，最初的十字柵是專門用來觀測太陽的。除了十字形排列，還有Y形、T形和環形排列，都可以獲得兩個方向上很高的解析度。
長基線干涉儀
上面講到的各種系統的天線之間都要用傳輸線連線。進一步增加天線間的距離，在技術上會遇到極大的困難。要得到穩定的干涉觀測，必須保證把天線接收到的信號送到主接收機以及把本機振盪信號從控制室送到天線的傳輸過程中有足夠的穩定性。然而，在基線過長的情況下，傳輸線因溫度的變化所引起的伸縮，就足以導致各路在傳輸線上傳播的信號的相位誤差彼此不一，而使干涉儀無法進行工作；另外，也不能把基線擴展過長，以免信號損耗過大。澳大利亞、法國和英國的射電天文學家先後採用微波接力代替電纜傳輸線的連線,使干涉儀的基線長達100多公里，從而使解析度可優於1″。但是，採用微波接力同樣有信號在傳輸中相位不穩定的問題，因此，不能用進一步延伸基線的辦法來提高解析度。具有獨立本振的甚長基線干涉儀(VLBI)完全去掉電的連線，使兩天線可以放在地球上可能放的任何距離上。原則上甚至可以將基線的一端置於空間衛星或月球上，以得到更長的基線。這種干涉儀的各個單元有獨立本機振盪器，都各自跟一個穩定度極高的原子頻率標準鎖相，每個單元的輸出信號連同精確的時間標誌一起都獨立地記錄在磁帶上，然後一起送到數據處理中心進行處理。美國佛羅里達大學首次將這種原理套用於觀測木星射電爆發,解析度達到0奬1。這項技術的真正發展應歸功於加拿大和美國兩個各自獨立的小組，它們於1967年各自研製成一種現代的甚長基線干涉儀。目前這種設備的最高解析度已達萬分之幾角秒。
歷史
射電干涉儀一般說來，只有把射電天體的位置測準到幾角秒，才能夠較好地在光學照片上認出它所對應的天體，從而深入了解它的性質。為此，就必須把射電望遠鏡造得很大，比如說，大到好幾公里。這必然會帶來機械製造上很大的困難。因此，人們曾認為射電天文在測位和成像上難以與光學天文相比。可是，五十年代以後，射電望遠鏡的發展，特別是射電干涉儀(由兩面射電望遠鏡放在一定距離上組成的系統)的發展，使測量射電天體位置的精度穩步提高。
五十年代到六十年代前期，在英國劍橋，利用許多具射電干涉儀構成了“綜合孔徑”系統，並且用這種系統首次有效地描繪了天體的精細射電圖像。接著，荷蘭、美國、澳大利亞等國也相繼發展了這種設備。到七十年代後期，工作在短厘米波段的綜合孔徑系統所取得的天體射電圖像細節精度已達2"，可與地面上的光學望遠鏡拍攝的照片媲美。
射電干涉儀的套用還導致了六十年代末甚長基線干涉儀的發明。這種干涉儀的兩面射電望遠鏡之間距離長達幾千公里，乃至上萬公里。用它測量射電天體的位置，已能達到千分之幾角秒的精度。七十年代中，在美國完成了多具甚長基線干涉儀的組合觀測，不斷取得重要的結果。
參考書目
克里斯琴森和霍格玻姆著,陳建生譯:《射電望遠鏡》，科學出版社，北京，1977。（W.N. Christiansen and J.A.Hgbom,Radio Telescopes,Cambridge Univ.Press,London,1969.）
畑中武夫：《電波天文學》,恆星社，東京，1964。
