日新月异的天文观测技术

各类天文卫星得到的新信息

空间技术的成就，使空间天文出现突飞猛进地发展。从开始的高空气球到探空火箭，以至各类空间天文观测站，使短短 10 多年内红外天文、紫外天文、x 射线天文、γ射线天文、极紫外天文都有了令人鼓舞的发展。这些绕轨道运行的天文台从不同频段得到一系列持续的数据流，勾画出一幅幅动态的、常常又是谜一般的宇宙的生动情景，进一步拓宽了对宇宙的认识。所得到的大量数据将成为探寻宇宙结构和演化的重要线索。

火箭是中国人最早发明的。据记载，早在北宋开宝三年（公元 970 年），冯继升和岳义方两人就成功地试验了火箭。1863 年，法国的凡尔纳的《从地球到月球》的科幻小说出版，不久又出了《环绕月球》，两本小说描写了几位探险家乘一枚飞弹去月球探险的故事。据说，小说中所描写的飞行状况，竟与美国阿波罗第一次登月的实际飞行状况如出一辙。这或许说明小说家的科学素养是很高的。现代科学火箭理论的先驱是俄国的齐奥尔科夫斯基。他第一个提出火箭使用液体燃料，推导了在发动机工作期间火箭获得速度增量的公式。

第一次成功地利用液体燃料制成可实用的火箭，是二战期间的法西斯德国。他们研制了 V—1 飞弹和 V—2 火箭，妄图以此扭转注定失败的战局。但它并没有改变法西斯死亡的命运。战后，美国和前苏联都是在 V—2 基础上发展了各自的火箭和洲际导弹。我国也是从 50 年代后期开始在 V—2 的基础上开始了火箭和导弹的研制。这个战争的怪胎和冷战的产儿却为空间天文的发展提供了坚实的技术基础。开始，人们发射人造卫星和登月火箭只不过是“冷战”以“科技”面貌出现的新形式。正是 1970 年 4 月美国发射的为监测地面

核爆炸的两颗卫星发现了宇宙的γ射线爆发，它被认为是 70 年代天体物理学的一项重大发现。

人造卫星成功发射后的第一项天文观测成就是通过地球空间的探测发现了地球的两个辐射带。它是由美国第一颗人造卫星“探险者”1 号、“探险者”4 号和 1958 年 12 月发射的“先驱者”3 号所取得的。接着，美国和前苏联都对月球进行了大量的探测。从 1959 年 10 月 4 日发射的“月球”3 号，首次成功地拍摄到月球背面的传真照片，以后美苏又数次登月。如，阿波罗的六次登月，仅采回的月岩、月壤样品就有 400 多公斤。又对水星和金星也进行了大量考察。探测方式有绕转飞行、逼近飞行、硬着陆和软着陆等四种方式。对火星和木星以及行星际空间和彗星都多次发射卫星和飞船。总之，近代天文学中的任何一个数据的取得，是大量人力和物力的付出的结果，而不是单凭热情和美好愿望就可以想象出来的。

此外，对于红外、紫外、x 射线和γ射线辐射，世界各国也发射了数十枚卫星或空间观测天文台。取得了大量的令人吃惊的数据。目前，世界上拥

有卫星发射能力的国家，唯一没有自己的天文卫星的就是中国的天文学家。但他们仍努力在国外同行所取得的丰富的第二手资料中去赶超世界先进水平。下面我们介绍几个以发射的或计划中的天文卫星或空间天文台。

宇宙背景探测器（COBE）：这是美国国家宇航局于 1989 年底发射的专为观测宇宙大爆炸的微波背景辐射的天文卫星。卫星携带了三种互补的检测仪器：一组较差微波辐射计，一个偏振迈克尔逊干涉仪，一个红外滤波光度计。每种仪器都测定宇宙背景辐射的不同方向，并提供了为测定宇宙背景辐射的灵敏度。较差微波辐射计将测量宇宙微波背景辐射的大尺度各向异性，其误差小于十万分之一。这种仪器所取得的数据将用来研究现代宇宙中的大尺度结构形成的“种子”、宇宙各向异性的膨胀和旋转、引力波、物质的大尺度流动和宇宙弦。迈克尔逊干涉分光仪，将用来测量 1000 个天区中每一个从 1

厘米到 100 微米的宇宙微波背景辐射谱。还将以误差小于千分之一的精度，测定该谱偏离黑体谱的程度。第三个检测仪器叫弥漫红外背景实验仪，它将测定天空中 1～300 微米波段的绝对亮度，对来自早期宇宙的弥漫红外光（来自第一代的原星系、星系和恒星的光）进行当时最灵敏的搜寻。卫星在 1991 年取得了十分重要的结果。可以说，它的观测结果，使宇宙的均匀性和各向同性由过去的科学假设变为受观测直接检验的自然规律。

康普顿γ射线天文台（CGRO）：1991 年 4 月 5 日，亚特兰蒂斯号航天飞

机携带着 16 吨重的康普顿γ射线天文台从佛罗里达州肯尼迪航天中心发射驶向太空。这个具有四台仪器的高能空间天文台在发射两年之后，就已取得丰富的天文发现。最令人激动的观测结果就是关于空间γ射线爆的分布性质。康普顿天文台发射前，天文学家对此爆发现象似乎已得出了一个合理而又得到广泛承认的解释。根据这一理论，认为爆发起源于中子星的塌缩残余星体表面上的地震破裂、爆炸或小行星的撞击。但康普顿天文台的发现完全出人意料。在过去的几年中，上面的仪器平均每日观测到一次爆发。但这些爆发完全是均匀跨越天空的。它们没有表现出沿银盘或是沿其它任何方向集中的迹象。在爆发源的距离分布上也得到一个截然不同的型式。如果爆发源在空中是均匀分布的，则暗爆发源应比亮源多得多。但令人吃惊的结论是：此卫星的观测表明，地球处于一个延伸到有限距离的爆发源球形集合的中心。天文学家们一直在开动脑筋努力构想可能形成这种分布的天体和物理模型。但至今没有一个令人满意的意见。在一次天文学家的会议上进行了一次别开生面的举手表决，反映天文学界在星系晕解释和宇宙学解释之间大体分为相等的两派。只有一少部分人倾向于爆发刚好发生在太阳系之外的模型。我国天文学家，南京大学天文系教授陆锬认为，这是本世纪来天体物理学出现的第三次大争论。第一次是关于星云的性质，它导致了银河系以外的星系的发现；第二次是关于河外星系光谱线红移的解释，它导致了大爆炸宇宙学模型的诞生；而这第三次关于γ射线爆的争论目前刚拉开了序幕，它必将导致天体物理和宇宙学观念上的更大突破。

极紫外探险者（EUVE）：1992 年 6 月 7 日一枚&—Ⅱ型火箭将 EUVE 送入到地球上空 550 公里的轨道上。这颗卫星的性能超过了人们的期望。通常人们普遍相信，星际气体会吸收来自近邻恒星、更不用说来自河外天体的所有紫外辐射。而 EUVE 所探测到的大量天体中，除了白矮星、冕活动星（指具有活动冕的恒星）、中子星和太阳系中的行星状天体（所有这些天体都是在这一高频带发出辐射）外，EUVE 令人意外地还探测到 10 个银河系外的极紫外

辐射源，拓宽了人类对宇宙认识的窗口。虽然目前人们尚不清楚将会有什么样的发现，但迄今的结果已是相当令人鼓舞的。这颗卫星将是一颗跨世纪的观测卫星！它将在其轨道上稳定地运行到下一个世纪。

新一代的红外望远镜——红外空间天文台（ISO）和空间红外望远镜

（SIRTF）：我们知道，红外天文学在红外天文卫星（IRAS）发射后取得了很大进展。临近世纪之交，欧洲空间局（ESA）和美国国家航天局（NASA）将分别把两颗重要的空间红外卫星送入太空。ISO 是一颗高 5.3 米、直径 2.3 米、

重 2500 公斤的红外天文卫星计划于 1995 年 9 月 19 日发射。它将在天文学和天体物理学的很多领域做出新的贡献。如，太阳系天体、恒星际介质、恒星及其周围物质、星系学和宇宙学。对于宇宙学，主要着眼于棕矮星和原始星系的观测。棕矮星是质量比木星大，但小于 0.08 个太阳质量的天体。它是否存在对于宇宙“暗物质困惑”的解决有很大的关系。SIRTF 原来计划是美国四大空间望远镜之一。其他三大望远镜即 1990 年发射的哈勃空间望远镜、

1991 年发射的康普顿γ射线天文台和计划于 1996 年发射的 x 射线空间望远镜（AXAF）。由于经费的困难，压缩了 SIRTF 的规模。它的总投资约 4 亿美元。预计观测四大轴心项目：原始行星系盘、寻找棕矮星、超红外星系和活动星系核及宇宙早期的演化。

SIRTF 的极高灵敏度可对 3000 光年以内的原始行星系统作出认证。其高效的深度巡天可对棕矮星的存在及其质量做出有力的统计性答案，预计它可探测到红移为 5 的超红外星系和类星体。深度巡天的曝光时间将长达几小时。这些照片将能为研究早期宇宙中星系的形成和演化提供重要的统计数据。

哈勃空间望远镜（HST）

1990 年 4 月 25 日，“哈勃”太空望远镜从“发现号”航天飞机的货舱里疏散开来，开创了光学天文学的一个新纪元。地面上设置的光学望远镜，从伽利略的原始小型望远镜到最新式的凯克望远镜，都受到地球大气层瞬息多变的扰动的干扰，也就是我们平常看到的星星在“眨眼睛”。它严重地影响我们对天体的准确认识。哈勃空间望远镜则能利用它离地面 610 公里的有利地位，空前清楚地观测宇宙，是人类欣赏天体交响曲的 HiFi！

哈勃空间望远镜与地面的现代化反射式望远镜相同。直径 2.4 米的主镜

收集光线，收集到的光线被分配到 5 台分析仪器内。由于人为的疏忽，发射前未能准确地测定主镜的曲率，致使望远镜的聚焦曾一度出现问题。很多机械方面的和设计方面的其他毛病降低了它的能力。这些困难曾一度使许多天文学家感到沮丧。还遭致了新闻介的批评。但这些困难和批评并没有吓倒望远镜的设计师和天文学家，他们临时作了一些程序上的变更和新颖的计算机图像修正技术，使“哈勃”空间望远镜的灵敏度仍可以与地面最精致的望远镜媲美，其分辨能力也超过了后者。而且，哈勃空间望远镜能探测不能穿过地球大气层的紫外线。

“哈勃”空间望远镜在头两年的工作中还是发回了大量令人眼界大开的图像，揭示出了宇宙天体的光谱形式。它奇迹般地观测到了土星上的风暴、恒星的诞生和死亡、隐藏在星系中心的神秘天体（也许是巨大的黑洞）。它的发现之中虽然还没有可被称得上是革命性的，但综合起来考虑，却足以使天文学家们值得重写他们的教科书。

天文学家特别急于想获得利用哈勃望远镜拍摄的超新星 1987A 的遗迹的

照片，超新星 1987A 是 1987 年初在大麦哲伦云中出现的一颗明亮的超新星。也是人类有了现代观测手段以来观测到的一次最猛烈的宇宙爆炸。1990 年 8 月 23 日，哈勃空间望远镜的暗弱天体照相机对超新星遗迹 1787A 作了 25 分钟的曝光，所得的图像清晰地显示出遗迹四周有一个直径为 1.4 光年的发光环，这使很多天文学家感到惊奇。这个环最令人感兴趣的是，它看起来是椭圆形，而不是圆形的。说明其特征不是一个三维壳层，好像是一个真实的物质圆环，与我们的视线成 43°角，故成椭圆形。估计，这个环不是超新星本身产生的，而是被排出的原始红巨星外层的幽灵般的残存物（参见彩图）。

1993 年 12 月 2 日“奋进号”航天飞机带着七吨器材飞向太空修理哈勃空间望远镜，给主镜加上了矫正镜。12 月 30 日拍到矫正后的暗天体的清晰图像，表明矫正完全成功。望远镜 70％以上的光聚集在 0.1 角秒之内，比地面上的大型望远镜的分辨率提高了十几倍。1994 年 2 月，修复的哈勃空间望远镜拍得苏梅克—利维 9 号彗星的照片，它清晰地显示出这颗彗星分裂为 20 个小彗星的彗头和彗尾的图像。在人们关心彗木相撞的新闻热潮中我国电视和报刊广泛地采用了这张照片。这也反应了哈勃空间望远镜的“社会效益”。

月球上可以建立天文台吗

月亮是地球唯一的天然卫星。除流星等偶然落入地球大气的小天体外，月球是离地球最近的天体。古代人们就向往着月官，按照月亮中变化的阴影想象出嫦娥奔月，吴刚伐树以致酿出了桂花酒。20 世纪 50 年代末，人类的空间技术终于把人真正地送进了“月宫”。月宫虽然不像中国古代传说那么美好，但至少还不是立即致人于非命的“天上炼狱”。于是人们幻想 21 世纪月球将建立起人们的生产、生活特别是宇宙航行基地。但月亮上没有大气，这无疑给人类生活带来巨大的困难。但我们已知道，没有大气却是天文观测的最好条件。所以，对于天文学来说，月球可能是理想的地方。在其表面建立天文台也许会得到异常详细的星空视野，打开研究宇宙的新窗口。天文学家分析认为，月球上天文台的分辨率将令人吃惊地超过当前地面的光学仪器，也许会超过 10 万倍以上。这种天文台将打开一扇可探测极低射电频率的宇宙的新窗口，它们直至可能通过引力波和中微子的难以捉摸的中性粒子的研究开辟出天文学的一些新分支。

美国一些天文学家，打算 21 世纪在月球上建造天文台。上面介绍的天文卫星比起地面观测确实具有很多优点。但这些低轨道卫星从长远来看存在一系列致命弱点。如，大量卫星的残骸和发射火箭的碎片将污染天文卫星的环境，可能会严重地损害望远镜灵敏的光学部件和仪器；在卫星的高度上仍然有尘埃和气体，它们能模糊或混淆天文的谱线观测；地球大气的阻力会使卫星慢慢地沿螺旋轨道堕回地球。这个过程还受太阳活动的影响；再有，地球本身就是遮挡辐射的主要源泉；最后，近地轨道卫星会遭受到迅速的热变化和引力变化，这些变化限制了轨道上望远镜的尺度，从而也限制了它的分辨率和灵敏度。因此，下一代的空间望远镜的发展前景有两种可能选择：一是高空的地球同步轨道（距地球 37000 公里作轨道运动）；另一个就是把仪器

放在月球表面（距地球 384000 公里作轨道运动）。月球上建造天文台有很多天然的优点。主要可归结为以下几方面：

月球上提供了一个巨大的天然平台，足够人类建立庞大的天线阵。
月球上的引力场的微弱，减轻了仪器结构强度和制造的困难。而且对仪器的操作和控制也变得更为容易。
月球是一个非常稳定的平台，登月探测表明，月震放出的能量比地球上平均地震能量小一亿倍，月震产生的月面移动约十亿分之一米。这样的稳定性对于光学干涉仪是极为有利的，因为要求可见光光学望远镜“联网”

两个基元望远镜之间的距离精度就要在零点几光波波长之内，即大约一千万分之一米。
月球上的另一个优点是它没有大气，因此，能给予天文学家所有感兴趣的辐射的清晰视野。可能只有建立在月亮上的天文台才可能实现全波段观测。
据考察，月球两极附近的某些环形山似乎总是阴暗的：据认为这些地区的温度约为

70 开，适合大多天文测量仪器所要求的低温环境。
最后，月球上存在很多制造望远镜的矿物资源。

当然，月球上建造天文台也不是没有缺点的。地球上，由于大气的存在好像加了一个防护罩，一般的小流星进入地球大气后，由于高速运动与大气间的摩擦所生之热将流星烧蚀。而月球就没有这种“防护罩”。因此，容易遭到各种流星的撞击。为此，必须给各类设备加上特殊的“保护罩”。

对于其他波段的观测，月球上也许只是提供一个更优越的条件或环境。而对于波长约为一公里的极低频射电波的观测，这只有在月球背面才可能实现。这个探测宇宙的诱人的新窗口，可以通过建立月球低频天线阵（VLFA）来打开。美国的很多天文学家研究了这种天线阵。VLFA 约由 200 多个偶极天线组成，它们中的每一个都类似于长度为一米的电视接收天线。天线以一种圆形的方式分布于直径 20 多公里的区域内，它对于 50 千赫到 30 兆赫之间的辐射是最敏感的。如果能最后克服种种技术上的困难，就可期望 VLFA 迅速产生科学效果。天文学家将能够用它来研究太阳耀斑中高能粒子的加速过程，并使得建立太阳高能事件预警系统成为可能；它对一米光学太阳监测装置的工作是一个补充。天文学家还可以用 VLFA 来研究行星际磁场、超新星遗迹、脉冲星以及河外射电源中的高能电子流量，这些都是能量巨大但却至今了解甚少的天体物理过程发生的地方。VLFA 将有可能探测行星际和恒星际介质的结构。最后，低频观测将使天文学家可能一睹奇妙的低能过程，这种过程总是与活动星系和类星体的许多看得见的状态特征共生的。

总之，我们有理由期待人类长期来不断仰视并梦想攀登的月亮，不久将为人类的天文学的发展做出新的贡献！

从底片成像到 CCD

上面我们介绍的都是望远镜设备，它们或者被置于地面，或者是被置于人造卫星甚至天然卫星——月球。望远镜的作用是将微弱的星光尽可能地聚集起来，但对于极微弱的星光即使通过望远镜聚集了，仍然很微弱。因此，还得通过适当的转换器件将望远镜得到的光变成可测定的信号。这种转换器件称为探测器。最简单而又常见的“探测器”就是人的眼睛。当然，人眼只能感受可见光。一般来说，不同的辐射波段所用的探测器也不同。但所有探测器有一些共同的要求，即它们的“性能指标”。这些指标是：

量子效率：它表述探测器接收并记录下信息的能力。具体地说，就是射入探测器的光子数和产生光子事件数之比。
响应度：即输出信号与射入的辐射信号的功率之比，它也称为灵敏度。一个好的探测器还要求有好的线性特性。
分光响应：它也称分光灵敏度，是指单色的灵敏度，理想的探测器

对所有波长应该一样灵敏，常称为非选择性的，但大多数探测器都是有选择性的，不过这只需对不同频率加以简单修正。

探测率：探测器能探测到的最小辐射功率的倒数。它主要是受到仪器噪声的限制。
分辨率：通常用角分辨率来表征。分辨角越小越好，分辨率就越高。常常人们一问望远镜的性能，总是首先想到它的“放大倍数”。其实一台好的装置，主要是看它的分辨率。好比给你拍张照片，如果放大到一平方米，但分不清鼻子和眼睛，那么你肯定很生气并要求重拍。但如果一张一寸的照片，各部分轮廓非常清晰，你必定也是十分满意的。

我们将不同频段辐射常用的探测器列入下表：

如果把人眼作为探测器的基准，让我们来比较一下探测器的性能变化。实验表明，正常人眼的灵敏度——能觉察的最小辐射为 5×10-17 瓦，相当于5～14 个光子的作用。人眼对于颜色也有非凡的分辨能力，而最敏感的波长在 550 纳米附近。人眼的瞳孔直径最大为 6～8 毫米，而白天仅有 2 毫米左右，最理想的情况下，人眼可分辨 0.5′，而通常仅能达到 1′左右。在亮度分辨上，人眼通常只能识别 1％以上的亮度差，且有强的“视觉暂留效应”，所以人眼无法记录不同瞬间的光子，加之人眼的反应是非线性的，所以人眼不可能对天体进行较准确的定量观测。

照相技术发明后，照相底片很自然地成了探测器。历史上它确实对于天文学的发展做出了特殊的贡献。它的最大优点是可通过延长曝光时间而把微弱的辐射累积起来。但底片有很多致命的缺点，首先是量子效率低。大约只有百分之几的入射光起到成像的作用。由于感光的溴化银的颗粒性和玻璃层及乳胶层都会影响成像的扭曲。此外，底片不能记录天体的瞬时变化。利用光电效应制成的各种光电器件，如，光电管、光电池、光敏电阻和光电倍增管等很大程度上克服了照相底片的缺点。如，灵敏度高，尤其是光电倍增管可将初级电子数放大 108～1010 倍。光电器件的线性度较好，也便于测量天体的快速变化。但它们的灵敏度有老化现象，且在使用过程中有随辐射强度增强而增大的疲乏现象。更为致命的缺点是，它们不能像照相那样直接显示出图像。

光电像转换器的出现使电子接收器发生了很大的飞跃，它们既有光电倍增管那样的定量化测光的能力，又能如照相那样直接变为可见的图像，因此很快地发展起来，逐步用于天文观测中并有取代其他探测器的趋势。光电像转换器有不少类型。1967 年法国巴黎天文台研制出一架“电子成像机”，其灵敏度到足以探测到一单个光子。现在的电子照相机可以高效率地记录天体的精确图像，它特别适合于暗弱天体的测光和分光工作。“像增强器”又称为像管，其组成与电子成像机很相似，不同的是把后面的底片换成了荧光屏。因此，成像可用肉眼直接观测，也可用底片记录下来。采用几个单级管串联后，亮度增益可提高一千至十万倍，曝光时间可缩短到普通照相的干分之一，特别是它能提高对红外波段的敏感度，因此，可应用于红外波谱区。1970 年，诞生了第一台光子计数照相机，它能精确探测同单个光子相应的信号，甚至可以观测那些亮度比天空背景还暗的极弱天体，其缺点是它绝不能用来测亮的天体。

电荷耦合器件（CCD）：70 年代初期，出现了大功率的电荷耦合器件

（CCD）。其主要特征是消除了一般接收器无法消除的“解读噪声”，实现了

接收器的一次飞跃。加之它是固体元件易于微型化，且性能和结构稳定，使用安全可靠。因此，它很快成为了空间和地面观测的理想器件之一。美国有人于 1982 年 10 月 16 日用原来极限星等为 20.4m 的 5 米望远镜加上CCD 后最早探测到回归过程中亮度还仅为 24.2m 的哈雷彗星。由此可见其性能较一般器件的优势。CCD 在天文观测中的重要性正与日俱增。目前我国的望远镜也都先后换上了 CCD，领先的是云南天文台。CCD 还可用于其他波段。北京天文台的红外望远镜就采用了 CCD 作为探测器件。现代一般的摄像机，也采用了CCD 作为成像探测器件，当然它只须满足人眼的视觉需要，故对精度要求，特别是线性度的要求远不如天文观测。所以流行比起天文观测更快、更广。天文学家预计，CCD 不久将完全取代光子计数照相机。

从射电阵到甚长基线天线阵

随着现代科学技术的突飞猛进地发展，射电天文的观测手段更是日新月异。从 1932 年首次对银河系进行射电观测开始，射电望远镜的灵敏度平均每

十年提高两个量级；分辨率由几十个角度提高到精于 0.001 角秒，也就是说

提高了近一千万倍。其典型标志就是 60 年代初发展起来的基于射电干涉仪系统的“综合孔径技术”的出现。它已是建造新一代射电望远镜的有力基础。除了追求高灵敏度和高分辨本领外，也有效地提高了各类射电源成像的保真度。

所谓射电干涉仪系统，是把两个或更多的射电天线所接收到的同一个射电源的信号叠加起来。如同光的干涉现像那样，适当调整各天线所收到的电磁波间的相位差使之形成干涉图象。我们知道，如果两个电磁波的光程差是波长的整数倍且达到接收机的信号同相位，则两信号彼此加强产生极大值；而如果光程相差半波长的奇数倍，且到达接收机的电信号的相位相反，则两信号相互抵消产生极小值。因为光程取决于源与天线间的相对距离，所以相干信号一方面反应了有关射电源的位置和结构，另一方面受到地球自转的影响。由于地球自转所引起的光程变化，使接收到的射电信号产生在同相位与反相位之间的振荡，从而干涉仪的输出电压形成在极大和极小值之间变化的正弦函数图形。这种振荡图形称为“干涉条纹”。相邻条纹间的距离与天线之间的距离及射电源的角尺度有关。相距较近的天线（或称为短基线）对就产生较宽的条纹，这些宽条纹，对应于射电源的较粗的结构；而相距远的天线（或称长基线）对所探测到的较密的条纹，对应于射电源的精细结构。为了取得有关射电源结构较完整的信息，就必须用许多不同基线去探测同一天体，以取得各种各样的干涉条纹。因此，由许多天线组成的天线阵可以综合成为一个特大孔径的射电望远镜。基线长短以及取向的分布是综合孔径望远镜成图的最基本元素。为了得到不同的基本元素，可以采用不同的方法。如，可将一些天线置于可沿轨道滑行的车上，也可在固定的天线阵中取不同距离的天线的组合。实际上，地球自转自然地改变了基线相对于射电源的取向和投影长度，因此，若干个小时的连续观测可以达到增加许多基线的效果。按这种方式构成的射电天线阵称甚大阵（VLA）。例如，位于美国新墨西哥州高原沙漠中的 Y 形 VLA 是当前世界上威力最大的综合孔径射电望远镜。它由 27 座直径 25 米的可灵活操作的抛物面天线组成，它们被安排成 Y 形的三条臂状，每条臂上的 9 座天线可用特殊的运输车沿铁轨移动，通常可按需要组成

四个阵列，其最大跨度分别为 36，11，3 和 1 公里。天线可在 75 兆赫到 23

京赫间的 7 个频道中接收来自宇宙射电源的辐射。对于 23 京赫的辐射源，VLA

的分辨率可达 0.1 角秒。无论在角分辨率和灵敏度及图像的保真度方面，性能都超过了地面上最好的光学望远镜。

观测表明，对于许多类星体和活动星系核中的致密射电源的研究，往往需要射电望远镜的分辨率高达 0.001 角秒。所需的望远镜的基线要比 VLA 的尺度大几百倍。于是射电天文学家又发展了“甚长基线天线阵”（VLBA）的技术。它是在甚长基线观测仪（VLBI）的基础上发展起来的与地球尺度相当的甚长基线阵。当然，如此遥远距离的天线要直接用波导管来联结是很不现实的。然而，把每座天线所接收到的信号记录在磁带上，送到中心实验室，然后使磁带同步播放以模拟同时接收到的信号却是很现实的。60 年代初发展起来的 VLBI 技术在过去的 30 年里取得了巨大成功。现在，美国、欧洲、中国、澳大利亚、巴西、加拿大、日本、韩国和俄国等都建立了 VLBI 观测站。当然，要真正实现世界各地的天线的“联网”还有很多技术上的和其他困难。但目前的 VLBI，就已经取得了前所未有的分辨本领的高质量射电源图像，使人们对各类天体现象的认识发生了实质性的变化。

对于 VLBA 情况就更不同了。举个例子说，正常人肉眼的分辨率为 1 角分，目前地面最好的光学望远镜的分辨率为 1 角秒，即为人眼的六十分之一。而VLBA 所提供的最高分辨率是 0.0001 角秒，是人眼的六十万分之一。假如人的眼睛有如此高的分辨率，那么他站在珠穆朗玛峰顶可以随意阅读张贴在北京城里的报纸啦！可惜中国神话中的千里眼没有具体的分辨率的指标，所以这里无法跟他比较。不过我猜想，千里眼是远不如 VLBA 的。实际上，VLBA 早已清晰地“看”到了 20 亿光年以外的“宇宙边缘”了！有兴趣的读者可以自己去比较他们的精度。

在天文尺度上，VLBA 能够区分银河系内两个相隔 1 个天文单位（即一个平均日地距离，它相当于 1.5 亿公里）的天体。或者说，能从类似太阳系的体系中区分出轨道大于地球的行星。对于宇宙中最遥远的天体，VLBA 能够区分出一光年的尺度，为研究活动星系核和类星体中的能源动力学问题和高能粒子的输运过程，提供了强有力的观测手段。此外，VL-BA 天文可以用于研究脉冲星、宇宙分子微波激射、矮星的非热辐射、活动双星系统、银河系内的黑洞、星际物质的闪烁、引力透镜、天体测量和视差测量等一系列有意义的天体和天文现象。另外，VLBA 对于大地测量、地壳动力学和航天都有重要意义。这些方面 VLBA 已在 VLBI 的基础上取得了大量成果。我们这里不再详细介绍。

人们一方面期待着 VLBA 的进一步的成果，另一方面却又朝着更高的目标攀登，更高分辨率的射电望远镜将延伸到太空。目前，日本等国正在计划发射特殊的 VLBI 卫星。计划中的 VLBI 卫星其远地点距离是 8 万公里，其角分辨率可达 2×10-5 角秒。这座空间射电望远镜将专门用于对类星体、活动星系核和宇宙微波激射的研究。