揭秘黑洞观测神器：射电望远镜

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揭秘黑洞观测神器：射电望远镜

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EDA365原创 作者：汪洋大海

这几天，天文界发生了一件大事，发布了第一张黑洞照片，这让人类第一次通过肉眼看到了真实的黑洞面貌。

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当人们纷纷讨论什么是黑洞的时候，我们来一起聊一聊，这次观测黑洞的功臣---射电望远镜。

提到望远镜，大家的通常的概念是这样的：

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普通的天文望远镜只能用于观测可见光波。但是受限于光学望远镜的尺寸，很多遥远的天体无法用光学望远镜来探测。

直到科学家发现，宇宙天体不但会辐射可见光波，它同时也在不断的向外辐射波长大于光波的电磁波。

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这时候，就是射电望远镜出场的时候了！

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射电望远镜既然是用来接收电磁波的，那么它本质上就是个接收机系统。

简单来说它包括接收天线，接收放大电路，变频输出电路：

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接收机系统的灵敏度做的越高，接收到的有用信号就越强，在给黑洞拍照的时候，图像就会更清晰。

提高灵敏度的方法有两个，一是提升天线的接收增益，二是降低接收机本身的噪声。

受限于当前科技水平，降低接收机本身的噪声已经做到极致，而且白噪声始终存在，无法消除。所以，提升天线的增益是提高灵敏度最重要的途径。

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如何提高天线增益呢？在之前的文章中，我们多次提到，天线口径越大，则天线增益越高。而对深空天体的探测又同时要求超强的方向性。

所以大尺寸的抛物面天线是射电望远镜的理想选择，它不但具有超高的效率和增益，同时又有超强的方向性。

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它可以是这样的：

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也可以是这样的：

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还可以组成天线阵，带来更强天线增益，和接收灵敏度：

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此次观测中，位于智利的ALMA 望远天线阵就对提升整体观测灵敏度起到非常大的作用。

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提升接收机系统的灵敏度，还有一个途径是降低接收机本身的噪声。学过射频的同学都知道，热噪声功率是-174 dBm/Hz。热噪声是固有噪声，无法被滤除。

但是，这里有个隐藏点，就是-174dBm/Hz是在常温17℃下测得，当温度向绝对零度靠近时，热噪声功率将大幅下降。

假设将整个接收电路系统都泡在液氮中，那么在-197℃的低温下，接收电路的热噪声将下降到-180dBm/Hz，这对灵敏度的提升大有帮助. 而实际射电望远镜接收机系统可能工作在比液氮温度更低的温度下。

给黑洞拍照，不但需要超高的灵敏度，还需要超强的分辨率。否则，你看到的黑洞照片将是这样的：

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这是因为，如果天线没有足够的分辨率，它将无法区分辐射点源。要提升天线的分辨率，就需要让天线的辐射波束宽度变窄, 让分辨角度变小。

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虽然，不断增大天线口径，以单个天线的超强的方向性也可以获得非常高的分辨率，但是，对黑洞观测所需的分辨率来说，不但难以实现，而且非常不经济。

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怎么办呢？这次的黑洞观测采用8地联合观测的方法来提升观测分辨率。8地联合组成一个口径合成阵列射电天线系统，用天线名词解释就是：甚长基线干涉仪（VLBI）。

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其基本原理可以近似的用光的干涉来解释。光干涉的原理是，来自同一光源的光线在穿过两个有一定间距的细缝后，在光照空间中产生明暗相间的条纹。

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而电磁波本质上属于不可见光波，所以我们可以利用干涉原理，获得类似的结果。

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看，干涉波出现了很多波瓣，每个波瓣的宽度相比原天线的波瓣宽度有了大幅度的减小，每个波瓣都携带不同可见函数信息，然后需要通过非常复杂的计算，得到的实际的观测结果。

波瓣减小，则分辨角度变小了，天线的分辨率也就得到了提升。这样的干涉仪，其最小分辨角度为为：

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从公式我们可以得到一个结论，构成干涉仪的天线间距越大，其分辨角度越小，分辨率越高。

所以此次视界面望远镜阵列中，位于南极的SPT望远镜，和位于格陵兰岛的亚毫米波望远镜在提高天线分辨率的工作中，功不可没。它们之间10000千米的距离让VLBI的分辨角度达到了角微秒级。这相当于能够用肉眼看清5公里外的一根头发丝！

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但即使如此高的分辨率，黑洞照片仍然比较模糊，因为它实在是太远了，在观测面的角跨度也刚刚达到和VLBI相当的级别。也就是说，整个黑洞在我们的每次观测中可能仅仅是一两个像素点。

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人类的未来在于星辰大海，这次给黑洞拍照仅仅是射电望远镜工作的一小部分。在人类探索宇宙的进程中，射电望远镜将继续充当深空观测的先锋。

随着技术的进步，未来一定会有由外太空的射电望远镜组成的VLBI阵列，为大家带来更清晰的天体大片。

出品丨EDA365

原创作者丨汪洋大海

排版编辑丨阿迟

插画绘制丨弯弯

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注：本文为EDA365电子论坛原创文章，未经允许，不得转载。

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