尽管射电望远镜的口径越做越大，但由于频率远低于光学频段，其分辨率还是远远比不上业余爱好者用的光学望远镜，成像能力极差[1]，而且有效接收面积扩增依旧十分有限。20世纪40年代中期，英国剑桥大学卡文迪许实验室的天文学家马丁·赖尔（Martin Ryle）发明了双天线射电干涉仪，1950年赖尔用这种射电干涉仪测定了北半球50个射电源的位置，刊布了《剑桥第一星表》（First Cambridge Catalogue of Radio Sources，1C）[2]，这是人类通过射电干涉法获得的首张北半球星表[3]，但比较粗糙，后来发现测得的有些射电源其实是噪点。1955年赖尔团队建成一台四天线干涉仪，开展了射电巡天探测，1959年刊布了《剑桥第三星表》（Third Cambridge Catalogue of Radio Sources，3C）[4]，这是人类获得的首张可信的北半球星表[5]。
1962年，赖尔利用干涉的原理，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[6]。赖尔因为此项发明获得1974年诺贝尔物理学奖。综合孔径射电望远镜灵敏度取决于各个天线的总接收面积，空间分辨率则取决于观测中所用的最长基线，从而实现了空间分辨率与灵敏度指标的分离，极大地提高了射电望远镜的空间分辨率。
20世纪80年代，欧洲的VLBI网、美国的VLBA阵、日本的空间VLBI相继投入使用，这是新一代射电望远镜（阵）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射电望远镜。
赖尔综合孔径射电望远镜于1971年建成，早前被称为5km阵列[9]，包含8台口径13m的天线，工作频率在15GHz附近[10]。8台天线中的一半是固定的，一半可沿着一条1.2km的铁轨平移，这样天线基线的距离可以在18m到4.8km之间变化。
美国甚大阵（Very Large Array）是由27台25米口径的天线组成的射电望远镜阵列[11]。通过组阵，其角分辨率与一台口径36km的单天线射电望远镜大致相当，工作于6个波段，最高分辨率可以达到0.05角秒；其在灵敏度、分辨率、频率覆盖等方面全面超过英国赖尔综合孔径射电望远镜。
印度巨米波综合孔径射电望远镜（Giant Metrewave Radio Telescope，GMRT）由30台口径45m的全可动抛物面天线组成，是世界上米波段灵敏度最高的射电望远镜，其总接收面积是美国甚大阵的3倍多，工作频率覆盖150MHz到1.5GHz[12]。
我国于1985年在密云建成了由28台口径9m的抛物面天线构成的综合孔径射电望远镜（Miyun Synthesis Radio Telescope，MSRT），工作在232MHz[13]，天线阵全长1164m，从1973年提出研制方案到1985年射电望远镜建成历时整整12年。该天线阵填补了我国综合孔径射电望远镜领域空白，后被应用于行星际闪烁观测、脉冲星观测、太阳活动观测和射电源米波巡天等工作。1994年完成了密云米波射电源普查的观测、数据处理和射电源表编纂等工作，获得的射电源表覆盖了赤纬30°以北的全部天区（包括银道面），共记录下33348个射电源，是当时世界上米波波段最完整的射电源表。
宇宙第一缕曙光阵（21 Centimeter Array，21CMA）于2007年建成，位于我国南北天山之间的乌拉斯台基地，其主要科学目标是开展“宇宙第一缕曙光”探测，寻求在70MHz~200MHz频率范围内发现与宇宙第一代发光天体密切相关的中性氢21厘米辐射特征，进而揭示宇宙从黑暗走向光明的历史，即回答“宇宙在大爆炸后什么时刻形成第一代恒星”的问题。21CMA由南北4公里、东西3~6公里两条基线，共81组、总计10287个天线构成，是世界上最早建成且专门用于搜寻宇宙第一缕曙光的大型低频射电干涉望远镜阵列[14]。
2012年，荷兰建成大型低频阵列（Low-Frequency Array，LOFAR），其包含约20000台小型射电望远镜，总的有效接收面积在30万平方米左右。LOFAR目前有49个台站，其中40个在荷兰，5个在德国，其余分别在英国、法国、瑞典和爱尔兰。与中国宇宙第一缕曙光阵一样，荷兰LOFAR的主要科学目标也是通过研究中性氢的21厘米辐射，帮助人类了解、认识和弄清第一代发光天体的形成与演化过程，具有深刻的宇宙学意义[15]。
明安图射电频谱日像仪（Mingantu Ultrawide Spectral Radioheliograph，MUSER）是由财政部2009年批准立项、中国科学院国家天文台主持研制的国家重大科研装备研制项目，为新一代的厘米-分米波射电日像仪。MUSER位于中国科学院国家天文台（内蒙古）明安图观测基地，于2016年7月完成各系统的建造。
MUSER是由100个天线单元组成的三螺旋阵列，最大基线长度3 km，能在584个频率通道上以综合孔径成像方式对全日面进行快速频谱成像整个望远镜系统由低频（MUSER-Ⅰ）、高频（MUSER-II）两个阵列组成。其中，MUSER-Ⅰ为分米波阵，由40个口径为4.5 m的抛物面天线构成，频率为0.4-2.0 GHz，64个频率通道，频率分辨率为25 MHz，时间分辨率为25 ms，空间分辨率为10.3″-51.3″；MUSER-II为厘米波阵，由60个口径为2.0 m的抛物面天线构成，频率为2.0-15.0 GHz，520个频率通道，频率分辨率为25 MHz，时间分辨率为206.25 ms，空间分辨率为1.4″-10.3″。两个阵列的最大基线长度均为3 km，可同时进行双圆偏振成像，动态范围25 dB[16]。
图11 2014年于南非Karoo建成的MeerKAT（More of Karoo Array Telescope）射电望远镜实景图[18]（左）以及2012年于澳大利亚MRO建成的ASKAP（Australian Square Kilometre Array Pathfinder）射电望远镜实景图[19]（右）
（9）事件视界射电望远镜（Event Horizon Telescope，EHT）与VLBI网
在前述赖尔的研究基础上，研究人员们发展起来了甚长基线干涉技术（Very Long Baseline Interferometry，VLBI），它在射电天文中占有重要地位。2019年，事件视界望远镜国际合作团队使用分布全球的8台大型射电望远镜（空间分辨率相当于一台口径为地球直径大小的射电望远镜），通过甚长基线干涉技术帮助人类获得了首张黑洞照片，如图12所示。事件视界射电望远镜其实就是一个VLBI网，欧洲、加拿大、美国、中国、俄罗斯、日本、墨西哥、澳大利亚都建有VLBI网，其中欧洲VLBI网（European VLBI Network，EVN）是世界上分辨率和灵敏度最高的VLBI网，中国的天马65m和南山站26m等也是EVN的成员，如图13所示。
射电望远镜在深空探测中的应用
大型射电望远镜还应用于深空探测领域。深空探测是指对月球和月球以外的天体和空间进行的探测。目前主要的航天大国均建设有自己的地面深空测控网，由于距离遥远，到达地面的信号非常微弱，为了尽可能多的接收宝贵的探测数据，深空探测均需利用大型射电望远镜实现下行有效载荷的科学数据接收、测控信号的收发以及轨道的测量跟踪。同时随着大口径天线和低噪声接收机等存在的工程极限，以及电子技术的飞速发展，通过天线组阵（Antenna arraying）进行下行数据接收的方式已成为获得更高探测性能的基本途径。
天线组阵技术是通过天线信号之间的互相关运算，在天线信号时延、多普勒和相位差修正的基础上，实现信号的加权合成，组阵后的等效接收面积是所有天线接收面积的和。天线组阵技术除了能够实现等效口径大天线接收能力的同时，还具有更大的视场、更高的系统可靠性、更低的建造维护费用、更好的计划灵活性和对射电天文科学研究更广泛的支持。
（1）美国深空网（Deep Space Network，DSN）
DSN由位于美国加利福尼亚的戈尔德斯敦（Goldstone）、澳大利亚堪培拉（Canberra）和西班牙马德里（Madrid）的3个地面站组成，相互之间经度相隔约120度。每个站均建有70m和多台34m天线[22]。
图14 美国Goldstone 站
图15 澳大利亚Canberra站
图16 西班牙Madrid站
DSN早在20世纪70年代就开始进行天线组阵技术的研究和深空探测任务的执行，最初利用已有的深空通信大天线和大型射电天文望远镜组阵。先后分别建成了三套全频谱组阵系统，在几乎每次的深空探测中都进行了天线组阵的数据接收。分别利用深空站的34m、64m、70m天线以及射电天文的Parkes 64m天线、VLA 27面25m天线阵等，在水手号、Voyager、Galileo、Cassini和先驱者号等系列深空探测器，在探测水星、木星、土星、天王星和海王星等任务中，都利用天线组阵技术进行了下行科学数据的接收，成功实现了深空探测器科学数据的最大效率回传。
NASA已明确表示在未来的深空探测中，将不再建设大型单口径天线，而是采用中小天线组阵的方式，DSN大型阵就是针对未来的深空探测，用于替换目前的70m天线而研制的新一代天线阵。DSN大型阵采用数百个直径为6~15m的小天线进行组阵，它将从总口径为2倍70m天线口径的原型系统开始，在资金许可的条件下可以做成原型的100倍[23]。
（2）中国深空网
在探月工程中，我国先后建成了密云50m和40m、昆明40m、天马65m、佳木斯66m和喀什35m等大型天线，顺利完成了嫦娥1号至4号的数据接收和测控任务。同时密云50m和40m、昆明40m、天马65m（或佘山25m）和南山26m（改造前为25m）天线还组成了VLBI网，实现了嫦娥系列探测器的高精度测轨。
我国首次火星探测任务已经立项，后续还将进行多次月球、火星、小行星、木星及远至太阳系边缘的行星际穿越的深空探测。地面接收到的探测器信号非常微弱，如采用现有的单天线接收，无法满足探测器的科学数据下行需求。为了确保探测器有效载荷科学数据的顺利下传，在火星探测任务中将采用密云50m和40m、昆明40m和正在建设中的武清70m天线组阵接收的方案来满足数据接收的需求。4面天线组成的天线阵等效口径可达102m，针对后续更远的深空探测任务，根据需要也可将国内其他大型天线，如佳木斯66m、天马65m和南山26m等天线纳入天线组阵中，图17给出了我国主要的深空探测天线位置分布示意图。
图17 中国用于深空探测的主要射电望远镜（红线为VLBI基线）
主要参考文献
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[22] Deep Space Network | NASA[EB/OL]. [2019-12-18]. https://www.nasa.gov/directorates/heo/scan/services/networks/dsn.
[23] Abraham D S. Identifying future mission drivers on the Deep Space Network[C]. Space Ops 2002, October 9-12, 2002.
孔德庆，中国科学院国家天文台研究员，研究方向为大型射电望远镜、天线组阵技术。
汪赞，中国科学院国家天文台联合培养硕士研究生，研究方向为大型射电望远镜面形精度测量。
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