射电天文

射电天文学概况 沈志强 (zshen@shao.ac.cn)

参考书目 Interferometry and Synthesis in Radio Astronomy (Thompson, Moran & Swenson) 1986 VLBI Techniques and Applications (eds. Felli & Spencer) 1989 Very Long Baseline Interferometer (Takahashi, Kondo, Takahashi & Koyama) 2000 Synthesis Imaging in Radio Astronomy ASP Conf Ser vol 6 (eds. Perley, Schwab & Bridle) VLBI and VLBA ASP Conf Ser vol 82 (eds. Zensus, Diamond & Napier) 1995 Synthesis Imaging in Radio Astronomy II ASP Conf Ser vol 180 (eds. Taylor, Carilli & Perley) 1999 Tools of Radio Astronomy (Rohlfs & Wilson) 3rd edition, 2000; Problems & Solutions Radio Astronomy (Kraus) 2nd edition, 1986 Radio Telescope (Christiansen & Hogbom) 2nd edition, 1985 An Introduction to Radio Astronomy (Burke & Graham-Smith) Galactic and Extragalactic Astronomy (Verschuur & Kellermann) 2nd edition, 1988 Radiative Processes in Astrophysics (Rybicki & Lightman) The Fourier Transform and its Applications (Bracewell) 3rd edition, 2000 Data Reduction and Error Analysis for the Physical Science (Bevington & Robinson) 2nd edition, 1992 Many other lecture notes 2

Essential Radio Astronomy (James J. Condon and Scott M. Ransom) last modified Mar 14, 2016 https://science.nrao.edu/opportunities/courses/era/

射电谱段 超宽电磁谱段 : 可见光 射电谱段 ( 频率跨度 10 7 ) 超高探测灵敏度 :10-3 ~10-6 央斯基 signal from a cell phone 1km away: 110,000,000 Janskys signal from the sun: 1,000,000 Janskys 超高空间分辨率 : 射电 (VLBI) 约为 HST500 倍 超高频谱分辨率 :R=f/Df=10 7 早期 冷暗宇宙探测能力 射电 ALMA 光哈学勃 z<1.5 z>1.5 4

射电天文学 迄今与天文相关 12 项诺贝尔物理奖有 6 项属射电天文 1964 年脉泽 1974 年综合孔径 脉冲星 1978 年 CMB 1993 年新脉冲星 2006 年 CMB 特性 Charles Hard Townes Sir Martin Ryle & Antony Hewish Arno Allan Penzias & Robert Woodrow Wilson Russell A. Hulse & Joseph H. Taylor Jr. John C. Mather & George F. Smoot 目前国际最大地面天文计划 ALMA 和 SKA 都在射电波段 5

1938 Discovery of cosmic radiation by Victor Franz Hess 1964 Construction of oscillators & amplifiers based on the maser-laser principle by Charles Hard Townes, 1967 Discoveries concerning energy production in stars by Hans Albrecht Bethe 1970 Discoveries in magnetohydro-dynamics with fruitful applications by Hannes Olof Gosta Alfven 1974 Aperture synthesis technique by Sir Martin Ryle 1974 Discovery of pulsars by Antony Hewish 1978 Discovery of CMB radiation by Arno Allan Penzias & Robert Woodrow Wilson 1993 Discovery of a new type of pulsar by Russell A. Hulse & Joseph H. Taylor Jr. 2002 Detection of cosmic neutrinos by Raymond Davis Jr. & Masatoshi Koshiba 2002 Discovery of cosmic X-ray sources by Riccardo Giacconi 2006 Discovery of the blackbody form and anisotropy of the CMB radiation by John C. Mather & George F. Smoot 2011 Discovery of the accelerating expansion of the Universe through observations of distant supernovae by Saul Perimutter, Brian P. Schmidt & Adam G. Riess 6

Atacama Large Millimeter & Submillimeter Array (ALMA) ) 亚毫米波超高分辨率, 国际最大的地面天文项目 (10 亿 $,2003-2012 年 ),2013 年开始运行! 64x12m + ACA(12x7m+4x12m) 指标 :ALMA 最长基线达 16km, 频率为 30-950 GHz 分辨率可达 6 毫角秒, 连续谱灵敏度为 ujy, 谱分辨率高于 1km/s 无与伦比的冷宇宙成像与谱线 观测设备 科学目标 : 气体尘埃云 行星等热发射天体的日 - 地尺度结构 ; 原行星盘的 运动学 ; 银河系分子运的化学成分 ; 光学厚 AGN 与类星体的运动学 ; 小行 星 彗星

ALMA image of the young star HL Tau and its protoplanetary disk. This best image ever of planet formation reveals multiple rings and gaps that herald the presence of emerging planets as they sweep their orbits clear of dust and gas. 8

SKA SKA 总接收面积达一平方公里, 传统望远镜设计革命性变化 大接收面积 高分辨率 大视场 宽频段 碟形天线 3300 15m 300M-10G 中频孔径阵列 250 56 m 400M-1.4G 3000Km 范围, 从中心向外呈旋臂状延伸 低频 AA 250 180m 70M-450M 南非 Karoo 西澳大利亚 9

SKA 概述 : 平方公里阵列射电望远镜 SKA 是由全球超过十个国家计划合资建造的 世界最大的综合孔径射电望远镜 1993 年京都 URSI 大会由包括中国在内的 10 国天文学家正式提议 ;2006 年对不同的单元台站技术概念,SDLN vs LDSN 进行了初步选择, 并确定了两个候选台址 ;2008-2011 年,SKA 科学目标和望远镜系统初步设计工作展开, 形成 SKA 项目执行计划书 ;2012-2017 年, 为 SKA 建设准备阶段, 将分阶段 (SKA1 和 SKA2) 实施建设和运行 ;2017 年, 进行招标和采购 ;2018-2023 年,SKA1 全面建设 ;2018-2021 年,SKA2 详细设计 ;2020 年, SKA1 早期科学开始运行 ;2030 年,SKA2 全面科学运行 初步设计 : 约 3300 面 15 米口径反射面天线 (Dish) 250 个直径约 60 米的致密孔径阵列 (Dense Aperture Array), 以及 250 个直径约 180 米的稀疏孔径阵列 (Sparse Aperture Array) 组成, 阵列延伸 3000 公里 ;SKA 接收面积将达到一平方公里 ; 低频覆盖 50-350MHz, 中频 300MHz-10GHz, 高频 10-25GHz, 具备在多波段同时进行检测和成像能力 ;SKA 具有极大的视场,L 波段达几十平方度

Dense aperture array Sparse array 3 cores Dishes 5 大科学目标 : 宇宙暗纪元探测 ; 星系演化 宇宙学与暗能量 ; 宇宙生命的摇篮 ; 利用脉冲星和黑洞进行引力的强场检验 ; 宇宙磁场的起源和演化 五大科学目标都蕴含着具有革命性意义的发现 中国参与 SKA 也必将为中国天文学家提供众多的潜在发现与突破机遇 6 大关键技术 : 反射面天线 ; 孔径阵列 ; 软件与计算 ; 信号传输与网络 ; 信号处理 ; 规模化的可再生能源分配存储及节能技术等

射电天文重大前沿问题 CMB 与宇宙大尺度结构 ( 厘米波 ~ 毫米波 ) 137 亿光年宇宙演化 黑洞 脉冲星与引力波 ( 米波 ~ 亚毫米波 ) z=1100 宇宙生命环境及星际分子,SETI ( 米波 ~THz) 第一代恒星与星系 ( 宇宙再电离时代, 米波 ~ 亚毫米波 )? 星系演化与暗能量 ( 厘米波 ~THz) 12

20 世纪 60 年代天文学四大发现 类星体 :3C84( 光学对应体,1960 年 ) 3C273( 光学对应体,1962 年 ) 3C273( 红移谱线,1963 年 ) 脉冲星 :1967 年 Jocelyn Bell( 研究生 ) 发现了一个周期为 1.33 秒电磁脉冲信号 ( 波长 3.7 米 ),Anthony Hewish 分享 1974 年诺贝尔物理学奖 Hulse 和 Taylor 因 1974 年发现脉冲双星获得 1993 年诺贝尔物理学奖 星际分子 : 对星际空间的短厘米波和毫米波观测先后发现 OH (1963 年 ) NH 3 和 H 2 O(1968 年 ) CO(1970 年 ) 等 宇宙微波背景辐射 :1964 年 Penzias 和 Wilson 发现 3K 微波背景辐射 ( 波长 7.35 厘米 ), 共享 1978 年诺贝尔物理学奖 John Mather 和 George Smoot 因其 COBE 卫星发现宇宙微波背景辐射的黑体形式和各向异性获得 2006 诺贝尔物理学奖 13

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射电天文学的诞生源于一个偶然的发现! 美国贝尔实验室的工程师央斯基为了探究可能影响横跨大西洋的无线电电话业务的静电干扰, 建造了一座 旋转木马 天线, 其底座可以旋转, 以便 倾听 来自天空不同方向的 噪声 经过数月观测, 央斯基于 1932 年在频率 20.5 兆赫 ( 约 14.5 米波长 ) 上发现并确认了来自银河系中心的射电辐射, 该发现于 1933 年正式发表, 由此标志着射电天文学的诞生 为了纪念这位射电天文学先驱,IAU 于 1973 年通过决议, 用 央斯基 (jansky) 作为天体射电流量密度的单位 Karl Guthe Jansky (1905.10.22-1950.2.14) Serendipity happens to those people who are both prepared and open minded. Jansky s 旋转木马天线 20.5 MHz (14.6 m) 15

Grote Reber (1911.12.22-2002.12.20) 1st radio telescope (1937) 9.45-m (D), 3300 MHz (x), 900 MHz (x), 160 MHz (1.84 m) Confirm Jansky s (1938) chart recordings (1948)-> <-before 1970 s at NRAO seen on 2004 March 23 -> 16

2009 年国际天文年 (IYA): 纪念人类 400 年前 ( 即 1609 年 ) 第一次使用 ( 光学 ) 望远镜观测星空! 之前, 人类凭着自己的眼睛只能看到日 月 一些行星和天上最亮的星星 伽利略第一次用 ( 光学 ) 望远镜看到月面环形山 太阳黑子和木星的四颗卫星等, 看到银河系中有数不清的星星 17

射电 红外 可见光 X 射线 银河系和 M31 18

射电天文学简史 1932 Karl Jansky 发现银河中心射电辐射 ( 波长 14.6 米 ) 1937 Grote Reber 在自家庭园里建成第一台射电望远镜 ( 口径 9.45 米 ) 1942 二次大战中探测到太阳射电辐射 (10cm 和 3cm) 1944 Reber 发表第一幅 160MH 射电天空图 ( 银河系中心和另外两个强射电辐射源 :Cyg A,SNR CasA) 1945 荷兰人 Hendrik C. van de Hulst 预言 21cm 氢原子超精细结构谱线 (1949 年苏联人 Iosif Shklovsky 独立预报 21 厘米氢谱线,OH 谱线 ) 1948 蟹状星云超新星遗迹的射电辐射 1950 H.Alfven 和 B.Herlofsen 提出用同步加速辐射解释射电辐射 1951 美国和荷兰二个小组几乎同时观测到中性氢 21cm 谱线 ( 后被澳大利亚小组证实 ) 多天线射电干涉仪开始发展 1954 探测到 HII 区的射电连续谱辐射 19

射电天文学简史 ( 续 ) 1959 第三版剑桥射电星表 3CR 471 射电源 1962 英国 Martin Ryle 建成第一台综合孔径望远镜 (Nobel Prize 1974) 探测到星际磁场及法拉第效应 1963 发现星际分子 OH 吸收 (1665/1667 MHz) 1965 Penzias and Wilson 发现 3K 微波背景辐射 ( 波长 7.35 厘米 ) (Nobel Prize 1978) 1965 发现天文脉泽 OH( 银河系 ) 1967 英国 Hewish 和 Bell 发现脉冲星 ( 波长 3.7 米 ) (Nobel Prize 1974) 加拿大和美国各自记录到第一批 VLBI 条纹 1969 发现水脉泽 ( 银河系 ) 1970 发现 CO 分子 1971 在类星体内发现视超光速运动现象 (VLBI) 20

射电天文学简史 ( 续 ) 1974 Hulse and Taylor 发现双星系统中脉冲星证实广义相对论 (Nobel Prize 1993) 1980 Very Large Array (VLA) -> JVLA (2012) 1980 引力透镜的发现与确认 1982 发现河外 OH 超脉泽 1984 欧洲 VLBI 网 (EVN) 建立 1987 毫米波 VLBI 图象 1992 VLBA 得到干涉条纹 1997 空间 VLBI VSOP 于 2 月发射 2004 SMA 2011 俄罗斯空间 VLBI 望远镜 RadioAstron 于 7 月发射 2012 ALMA first science 2016 FAST 2020+ SKA 21

电磁波段 1Å=0.1nm, 1nm=10-9 m 22

Absorption 100% 大气透射图 Absorption 0 % 23

大气吸收影响 24

Windows to the Universe 25

射电波段的粗略划分 依波长划分 米波, 厘米波, 毫米波, 亚毫米波 ( 远红外 ) 依频率划分 HF < 30 MHz VHF 30 ---- 300 MHz UHF 300 ---- 1000MHz Microwave 1000---3000MHz ( 毫米波 mm) 30 --- 300 GHz ( 亚毫米波 Sub-mm) 300---1000GHz 26

常用到的典型的厘米波段和长毫米波段 L 波段 20 厘米 /1.4 GHz S 波段 10 厘米 /2.3 GHz C 波段 6 厘米 /5 GHz X 波段 3 厘米 /8.4 GHz Ku 波段 2 厘米 /15 GHz K 波段 1 厘米 /22 GHz Ka 波段 9 毫米 /32 GHz Q 波段 7 毫米 /43 GHz W 波段 3 毫米 /86 GHz 27

Telescopes our eyes on the Universe Nearly all we know of our universe is through observations of electromagnetic radiation, which can be described with four Stokes parameters (i.e., I, Q, U and V) as the functions of the frequency (ν), time (t) and two sky-plane coordinates (α,δ) The purpose of an astronomical telescope is to determine the characteristics of this emission, including Angular distribution as a function of I(α,δ) Frequency distribution as a function of I(ν) Temporal characteristics as a function of I(t) Polarization characteristics: I, Q, U, V Telescopes are sophisticated, but imperfect devices, and proper use requires an understanding of their capabilities and limitations. 28

射电望远镜天线系统组成 轨道 座架 : 方位座架 俯仰机构 ( 俯仰齿轮 ) 反射体 : 主反射体 副反射体与其支撑调整机构 副反射体 馈源仓与馈源 馈源仓 馈源网络 俯仰机构 伺服控制 : 天线控制 副面控制 频段切换控制 天线控制机房 主反射体方位座架 轨道 29

2012 年 10 月 26 日, 上海 65 米射电望远镜首次试观测获得成功 10 月 28 日, 落成! 30

射电望远镜 (Radio Telescope/Antenna) the antenna interfaces e - on conductors and γ in space 射电波的波长比光学大约 5 个量级加工精度比较低, 可以制造大口径 天线形状与工作波长及口径有关米波可用偶极子天线 (dipole) 或喇叭天线 (horn) 厘米波及更短波段通长通常采用抛物面天线 (paraboloid) 特大的望远镜采用球形 ( 球差 )Arecibo 典型的设计是修正的 Cassegrain 系统主反射面也偏离真实的抛物面以补偿由于付镜的形状引入的路径差 31

General Antenna Types Wavelength > 1 m (approx) Wire Antennas Dipole Helix Yagi or arrays of these Wavelength < 1 m (approx) Feed Reflector antennas Wavelength = 1 m (approx) Hybrid antennas (wire reflectors or feeds) 32

Reflector Types (optics) Prime focus (GMRT) Cassegrain focus (AT) Off-axis Cassegrain (VLA) Naysmith (OVRO) Beam Waveguide (NRO) Dual Offset (ATA) 33

Reflector Types Prime focus (GMRT) Cassegrain focus (AT) Off-axis Cassegrain (VLA) Naysmith (OVRO) Beam Waveguide (NRO) Dual Offset (ATA) 34

Types of Antenna Mount X Z Y + Beam does not rotate + Lower cost + Better tracking accuracy + Better gravity performance - Higher cost - Beam rotates on the sky - Poorer gravity performance - Non-intersecting axis 35

Types of Antenna Mount WSRT (Netherlands) Sheshan (China) + Beam does not rotate + Lower cost + Better tracking accuracy + Better gravity performance - Higher cost - Beam rotates on the sky - Poorer gravity performance - Non-intersecting axis 36

Other type Gregorian Arecibo 305m (spherical) 50 MHz-10 GHz Chinese FAST (Five hundred meter Aperture Spherical Telescope) Cassegrain vs. Gregorian 37

国际上著名的单口径射电望远镜 1957 年 : 英国 Jodrell Bank 的 Lovell 76 米 1961 年 : 澳大利亚 Parkes 64 米 1963 年 : 美国 Arecibo 305 米 1971 年 : 德国 Effelsberg 100 米 2000 年 : 美国 Green Bank 的 GBT110 米 2012 年 : 意大利 Sardinia 的 SRT64 米 38

英国 Jodrell Bank 的 Lovell 76 米 1957 年夏投入使用时是世界上最大的 同年即完成了对前苏联发射的世界上首颗人造卫星的跟踪 最短波长由 1m->21cm; 1970(1), 5cm; 2002, 3cm 主要用于天文观测研究 1968 年它观测了在 1967 年发现的脉冲星, 首次检测到脉冲星辐射的偏振特性 发现天体微波脉泽 引力透镜 (Einstein 环 ) 它也参与了寻找地外生命的 SETI 计划 39

澳大利亚 Parkes 64 米 建成于 1961 年, 南半球最大 1969 年作为电视直播阿波罗 11 号人类首次登月任务的主要接收站而为公众所熟知 ; 参与其它深空探测项目 最短波长 1.35cm; 13 波束 @21cm;7 波束 @6GHz HI 巡天, 甲醇脉泽巡天, 脉冲星搜寻 在南半球, 为脉冲星的搜寻观测做出了杰出贡献, 已发现的 2200 多颗脉冲星中, 一半以上的发现 1973 年发行的 50 元面值的澳大利亚纸币上就印有 Parkes 射电望远镜图案 40

美国 Arecibo 305 米 位于美国波多黎各的 Arecibo 305 米球面射电望远镜建成于 1963 年 利用山谷的地势而建, 无法转动, 只能借助于地球的自转扫过天空的特定区域来进行观测 可工作的波段局限于低频部分 (50MHz-10GHz),7 波束 @1400MHz 该系统过去 50 年中做出了大量的天文发现, 如 :1974 年第一颗脉冲双星的发现 (1993 年诺贝尔物理学奖 ) 1982 年毫秒脉冲星的发现 1992 年 PSR1257+12 的行星系统的发现, 以及在星暴星系中羟基巨脉泽辐射的发现等 一直以来它也是搜索地外文明 SETI 计划的主要成员 41

德国 Effelsberg 100 米 1971 年建成后的近 30 年间一直世界最大 为实现高频毫米波的观测, 首次引入了结构保型设计, 即在不同仰角时都将主反射面保持为抛物面形, 由此导致的抛物面焦点等参数的变化由调整副反射面来补偿, 这是大口径射电望远镜设计的一个创新 主 副反射面 22 个波段,90cm-3.5mm 大口径带来的高灵敏度使之很适合开展各类巡天观测 分子谱线 射电星系 活动星系核, VLBI 42

美国 Green Bank 的 GBT110 米 目前世界上名列第一, 建造历时 12 年,2000 年开始投入天文观测 设计采用了偏轴方式, 使天体的辐射在到达主反射面时不受任何遮挡, 从而保证最大的有效接收面积 采用了高度自动化的主反射面主动调整系统, 对天线主反射面面板进行实时调整, 保证高频观测所需的面型精度 最高工作频率为 116GHz, 配备有高性能 ( 多波束 ) 接收系统 已在脉冲星和星际化学 ( 谱线 ) 观测研究等方面获得了一流观测成果 43

意大利 Sardinia 的 SRT64 米 22 GHz multibeam, 7 beams, 8 GHz BW 1997 年获得批准,2012(13) 年投入天文试观测 采用主反射面主动调整系统 主 副反射面 + 波束波导 (3 焦点 ) 工作频率范围 300MHz-100GHz, 配备有高灵敏度 ( 多波束 ) 接收系统 较为广泛的科学目标 ( 脉冲星 分子谱线 VLBI 等 ) 44

两个基本定义 : 射电源的亮度 ( 强度 ) I (B ) [W m -2 Hz -1 Sr -1 ] 单位频率间隔单位面积单位时间间隔向单位立体角发射的能量 射电源的流量密度 S [W m -2 Hz -1 ] 单位频率间隔单位面积单位时间间隔发射的能量 S (, ) cosd 1Jy = 10-26 W m -2 Hz -1 =10-23 ergs s -1 cm -2 Hz -1 S 常是发射频率的函数 I 45

two definitions I DW dw B cos AD D cos da d d DW S ; S I (, )cos d AD Ex: For a radio source of S=1 Jy, the signal received by a 25 m radio telescope with an antenna efficiency of 60% (A e =300 m 2 ) is 1.5x10-24 W Hz -1,and about 1.5x10-16 W recorded in a Δν=100 MHz band. (Note that an antenna can only receive ½ of the total power.) 46

black body radiation in thermodynamic equilibrium, radiation from a black body is described by the well-known Planck law: B d 3 2h 1 c d e -1 2 h / kt For thermal radiation from a black body, the intensity depends on the temperature only and not on any other parameters such as size and shape. T is a physical temperature which equals to the kinetic temperature for an optically thick thermal black body. 47

Wien s displacement law Given T, the spectrum peaks at max T =58.789 GHz K max T -1 cm 0.2879[ ] K Note: max max c Ex: CMB at 2.7 K Sun at 5800 K 48

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Radio waves trace the cold phase of the universe 50

Stars are darker than gas clouds According to the Planck law, the higher the temperature, the stronger the intensity (I) of a black body. So, stars are always stronger than colder gas clouds in terms of the specific intensity. But, the measured flux density (S) is the product of intensity (I) and solid angle of radio emitter (Ω). Ex1: for the quiet Sun (T=5800 K), its flux density at 10 GHz is about 1.2x10 6 Jy [here, I= 1.8x10-16 w m -2 Hz -1 sr -1 = 1.8x10 10 Jy sr -1 and solid angle of the Sun is about 6.8x10-5 from 3.14x(7x10 8 ) 2 /(1.5x10 11 ) 2 ] S I Ex2: if we put our Sun to the nearest star at about 1 pc (or 3.26 light years), the measured flux density would be only 25x10-6 Jy [because the distance is 1pc/1AU=2x10 5 greater, and thus the solid angle is 4x10 10 smaller] Ex3: interstellar gas clouds which is only about 10-100 K but with angular size greater than arc min, can be much brighter than those distant stars of a few 10 3-10 4 K in the radio sky. S 1 2 r 51

Antennas the Single Dish The simplest radio telescope (other than elemental devices such as a dipole or horn) is a parabolic reflector a single dish. four important characteristics, and a simple explanation for these: They have a directional gain. They have an angular resolution given by: ~ /D. They have sidelobes finite response at large angles. Their angular response contains no sharp edges. A basic understanding of the origin of these characteristics will aid in understanding the functioning of an interferometer. 52

The Standard Parabolic Antenna Response 53

Antenna Performance Parameters Aperture Efficiency A 0 = ha, h = h sf x h bl x h s x h t x h misc h sf = reflector surface efficiency h bl = blockage efficiency h s = feed spillover efficiency h t = feed illumination efficiency h misc = diffraction, phase, match, loss h sf = exp(-(4ps/) 2 ) e.g., s = /16, h sf = 0.54 rms error s h bl = (1 - effective_blocked_area/total_area) 2 54

面形精度约为 0.28 mm(rms) 上海 65 米天马望远镜最短工作波长 7mm

建立了基于主动面系统的主反射面重力模型, 使各仰角的 Q 波段效率均大幅提高, 为国际先进水平 有主动面 无主动面 56

Antenna Performance Parameters Pointing Accuracy D = rms pointing error Often D < 3dB /10 acceptable Because A( 3dB /10) ~ 0.97 BUT, at half power point in beam A( 3dB /2 ± 3dB /10)/A( 3dB /2) = ±0.3 D 3dB Primary beam A() For best VLA pointing use Reference Pointing. D = 3 arcsec = 3dB /17 @ 50 GHz 57

指向精度达到了 3.5 角秒 上海 65 米天马望远镜 FWHP@43GHz~22 角秒 58

Antenna Pointing Design Reflector structure Subreflector mount Quadrupod El encoder Alidade structure Rail flatness Foundation Az encoder 59

ALMA 12m Antenna Design at above 5000m Surface: s = 25 m Pointing: D = 0.6 arcsec Carbon fiber and invar reflector structure Pointing metrology structure inside alidade 总天线数 :66 50x12m+4x12m+12X7m 60

射电 vs. 光学 单孔径的射电望远镜的角分辩率约为 /D, 比光学望远镜要低得多光学波长 V 波段 =5500Å 射电波长 C 波段 =6 厘米 ~10 5 光学波长 一个直径为 10 5 米 (10km) 的射电望远镜的角分辩率与一个 1 米的光学望远镜的理论角分辩率相当 ( 地面光学望远镜的实际分辨率是由大气相干长度确定的 ) 由于无线电技术的发展, 并且射电波长较长, 所以射电干涉测量技术发展相对比较容易 当然射电干涉测量的发展的主要原动力来自天文研究的需要 61

VLBI 是致密天体观测研究的有效技术 望远镜分辨率 = 观测波长 / 望远镜口径 从地球上看木星 1 arcmin 1 arcsec 0.05 arcsec 0.001 arcsec 62 62

Martin Ryle (1918.9.27-1984.10.14) 综合孔径射电望远镜 1954 年 Martin Ryle 的实验验证综合孔径原理 ( 两面天线, 一面固定, 一面可移动 ) 1962 年成功利用地球自转进行综合孔径观测 (3x18m,2 固定, 等效直径 1.6km) 综合孔径射电望远镜的诞生开创了射电天文学的一个新纪元 因这一重大贡献,Ryle 分享了 1974 年诺贝尔物理学奖 1971 年建成的 5km 阵 ( 赖尔望远镜 ): 8x13m 5km (E-W)( 基线 18m-4.8km,4 台可动 ) 15GHz (2cm) 1 角秒分辨率 63

VLA(Very Large Array) 甚大阵 N E 1960 s 开始考虑,1972 年经费,1973 年开始建设,1980 年使用 建设目标 : 在分辨率 灵敏度 成像速度和频率覆盖全面领先 27x25 米, 排在 Y 型的三条约 20km 长的臂 ( 铁轨 ) 上, 最长基线长度 35 公里 天线在计算机控制下, 可沿铁轨移动到所需的位置 VLA 有四种排列形式,-A -B -C -D 对应的最长基线为 35 11 3.4 1 公里 64

VLA 甚大阵 ( 续 ) 观测频率 :74 MHz 43 GHz 每个望远镜处有传输线 ( 波导 ) 将经变频放大后的信号传送到中央控制室, 由计算机进行极复杂的运算, 取得天图和作进一步的处理 VLA 总共有 351 条独立的基线, 可在快拍 (snapshot) 模式迅速成图 利用地球自转综合后相当于一个口径为 130 米 ( 25 27 ), 分辩率相当于 35 公里的望远镜 取得了丰硕的观测结果, 可以与哈勃空间望远镜媲美的最成功的望远镜! 65

Expanded VLA JVLA(Jansky VLA) Parameter VLA EVLA Factor Current Point Source Cont. Sensitivity (1s,12hr.) 10 Jy 1 Jy 10 2 Jy Maximum BW in each polarization 0.1 GHz 8 GHz 80 2 GHz # of frequency channels at max. BW 16 16,384 1024 4096 Maximum number of freq. channels 512 4,194,304 8192 12,288 Coarsest frequency resolution 50 MHz 2 MHz 25 2 MHz Finest frequency resolution 381 Hz 0.12 Hz 3180.12 Hz # of full-polarization spectral windows 2 64 32 16 (Log) Frequency Coverage (1 50 GHz) 22% 100% 5 100% 所有性能参数 ( 带宽 谱线分辨率 灵敏度等 ) 提高一个量级以上 1-50GHz 频率全覆盖 2012 年 3 月 31 日的落成仪式上被命名为 Karl G. Jansky VLA(JVLA) 66

Jansky VLA Design Driven By Four Themes Measure the strength and topology of the cosmic magnetic field. Magnetic Universe Obscured Universe Sgr A * Image young stars and massive black holes in dust enshrouded environments. Transient Universe Evolving Universe Follow the rapid evolution of energetic phenomena. CO at z=6.4 Study the formation and evolution of stars, galaxies and AGN. 67

荷兰的 WSRT 和澳大利亚的 ATCA 荷兰 Westerbork 综合孔径射电望远镜 (WSRT) 的建造始于 1966 年,1970 年建成 14x25m(E-W 2700m),10 固定, 等效 93 米单口径 1975-80, 更新改造 2000 s-, 大视场, 多波束 Australia Telescope Compact Array 的建造始于 1984 年,1988 年建成 6x22m(E-W 6000m, 两维 ),1 固定 最短波长 3 毫米 21cmHI 观测 LMC 68

英国 MERLIN Multi-Element Radio-Linked Interferometer Network ( MERLIN) 由 7 个分布在英国的固定位置上的射电望远镜组成最长基线长度达 217 公里 在大多数情况需要利用地球自转综合来增加 UV 覆盖 频率范围 151MHz-24GHz 5GHz(6cm) 分辨率达 40 毫角秒 (HST:50 毫角秒 ) 信号是通过微波接力 ( 高铁塔实现 ) 送到 Jodrell Bank 中央站 e-merlin 计划, 快速频率响应 69

70

71

VLBI(Very Long Baseline Interferometry) 甚长基线干涉测量 (1967 年 ) D D VLBI 结构图 不同的到达时间 原子钟 B B 原子钟 高分辨率的天文观测 高精度的大地测量和天体测量 可观测 : 振幅相位延迟延迟率 互相关, 信号检测 高精度的航天器的导航 72

VLBI 的最高空间分辨本领, 适于 观测致密天体和开展高精度测量 VLBI 是二十世纪六十年代发展起来的射电天文观测技术, 能提供当前天文观测中最高的空间分辨本领 ( 好于毫角秒量级 ), 在高分辨率天体物理和天体测量研究方面具有突出的优势 最引人瞩目的成就 : 1971 年发现活动星系核 3C279 视超光速运动 (1971 Whitney et al. Science), 1995 年检测到 NGC4258 作开普勒运动的吸积盘,SMBH 的证据 (1995, Miyoshi et al. Nature ), 以及高精度射电天体参考架的建立 73

VLBI 的最高空间分辨本领, 适于 观测致密天体和开展高精度测量 VLBI 是二十世纪六十年代发展起来的射电天文观测技术, 能提供当前天文观测中最高的空间分辨本领 ( 好于毫角秒量级 ), 在高分辨率天体物理和天体测量研究方面具有突出的优势 最引人瞩目的成就 : 1971 年发现活动星系核 3C279 视超光速运动 (1971 Whitney et al. Science), 1995 年检测到 NGC4258 作开普勒运动的吸积盘,SMBH 的证据 (1995, Miyoshi et al. Nature ), 以及高精度射电天体参考架的建立 74

VLBI 的最高空间分辨本领, 适于 观测致密天体和开展高精度测量 VLBI 是二十世纪六十年代发展起来的射电天文观测技术, 能提供当前天文观测中最高的空间分辨本领 ( 好于毫角秒量级 ), 在高分辨率天体物理和天体测量研究方面具有突出的优势 最引人瞩目的成就 : 1971 年发现活动星系核 3C279 视超光速运动 (1971 Whitney et al. Science), 1995 年检测到 NGC4258 作开普勒运动的吸积盘,SMBH 的证据 (1995, Miyoshi et al. Nature ), 以及高精度射电天体参考架的建立 75

Superluminal Motion (1971) ( 视超光速运动 ) 3C 279 (z=0.538), v/c ~ 10 ±3 (double source model, H 0 = 75) Whitney et al. Science 173,225 u-v plane representation of the baseline Goldstone to Haystack at 7.8 GHz (3.8 cm) 76

Superluminal Motion Model Source: T s T s + ΔT θ v sinθδt L L Observer: T 1 =T s + L/c T 2 =T s + ΔT + (L v cosθδt)/c V app = v sinθδt / (T2 T1) = v sinθ/ (1- v cosθ/ c) (θ<< 1, v c) => V app > c 77

Multi-epoch VLBI Images 3C 279 78

The Black Hole in NGC 4258 79

NGC4258: The archetypal accretion disk maser Review Accretion Disk: Miyoshi et al. 95 Jet @ 4000R s : Herrnstein et al. 97 Accelerations: Nakai et al. 95 Greenhill et al. 95 Bragg et al. 00 Distance±7%: Herrnstein et al. 99 Kagoya/Inoue 80

分辨率的威力 E0 Galaxy; 14.7 Mpc; 3x10 9 M sun ; R s ~0.001 ly or 4 as 81

VLBA(Very Long Baseline Array) 1970 s 考虑,1980 年正式提出,1986 年建造,1993 年完成 10x25 米, 相关处理机 (DiFX) 最长基线 : 8,600 km 可全年做动态观测的专门的 VLBI 阵 工作频率范围 :327 MHz 86 GHz 最高分辨率 ( 亚毫角秒 ) 的可成图望远镜 最高精度 (10 微角秒 ) 的天体测量望远镜 82

VLBA: Science Opportunities (Mark Reid 2011) Super Massive Black Holes Super-Massive Black Hole Accretion Disks Stellar Black Holes The Milky Way ( 银河系结构 ) Star Formation Cosmological Parameters ( 哈勃常数 ) Galaxy Interactions and Mergers Physics of Explosions and Ultradense Matter Exosolar Planets The Earth as a Planet, Solar System & Reference Frames Space Craft Tracking Milky Way NGC 4258 83

VLBA: Science Opportunities (2011) Interplanetary spacecraft tracking Differential positions to better than 100m Direct Mapping of Spiral Structure of the Milky Way Galaxy by measuring the parallax and proper motion of H 2 O and CH 3 OH masers in massive star forming regions across the Galaxy. (upper figure) Mega-maser Cosmology Project aiming to determine Hubble Constant to 3%, by measuring angular diameter distance to galaxies with circum-nuclear disks, a completely independent approach from the Cepheid-variable based method. (lower figure) Milky Way VLBA studies of micro-quasars within the Galaxy elucidating black hole formation mechanisms and spin properties Planets around low mass stars are being sought through detection of recoil motion of nearby M-dwarf stars. Fast Radio Transient searches NGC 4258 84

European VLBI Network( 欧洲 VLBI 网 ) 85

e-vlbi( 实时 VLBI) 28 August 2007: Shanghai Australia & Europe (256Mbps) 17 June 2008: Shanghai Australia & Japan (512Mbps) 6 January 2009: Shanghai-Urumqi (256Mbps) 15-16 January 2009: IYA marathon obs. (Asia, Australia, Europe, America) 2009, eevn 86

Two-Element(Correlation) Interferometer j 2 0 j 2 0 ) ( j j 0 * 2 1 e 2 1 d e 1 d e e 1 )d ( ) ( 1 ) ( E t E T t E E T t t U t U T R T T t t T - - - d d )e ( ) ( j 12 s A s I r Correlator output r 12 : ) 1 ( i i g c - - s B p d d )e ( ) ( ) ( ) 1 ( j2 - i c S I A R B s s s B 87

更高空间分辨率望远镜 spatial resolution: ~/D x = u sina s 0 a s 0 b s 0 u u = bcos telescope 1 b telescope 2 V 1 V 2 V 1 V 2 V ( u, v) Ae I( l, m) e -i -2pi( ulvm) spatial resolution: ~/b dldm 单口径 干涉仪 88

Aperture Synthesis phase center s s - s 0 - d )e ( ) ( d e ) ( j2 ) 1 ( 2 j 0 s p p s s B B s B c S c I A R i Visibility function: d )e ( ) ( ) ( 2 j s p s s B B c S I A V 89

uv-plane (uv 平面 ) 坐标系选取 : B B ( u, v, w) s 2 ( l, m, n) ( l, m, 1-l - m 2 ) V ( u, v, w) - - A( l, m) I( l, m)e j2p ( ulvmw 1-l 2 -m 2 ) 1-l dldm 2 - m 2 V ( u, v, w 0) V ( u, v, w)e - - A( l, m) I( l, m)e A( l, m) I( l, m)e j2p ( ulvm) - j2pw j2p ( ulvm) source 1-l dldm 2 dldm - m 2 V( u, v, w)e - j2pw V( u, v, w 0) 90

uv 覆盖例子 (EVN,18 厘米, J1312+2319) 上海天线与欧洲天线之间的基线 欧洲天线的 UV 覆盖 91

1. 天空中射电源的强度分布与可见度函数是一对二维 Fourier 变换对 2. 如果我们能够在 uv 平面中对可见度函数有足够好的采样, 就能够得到射电源强度分布的测量 3. 干涉仪中一对天线 ( 一条基线 ) 单点的观测仅在空间频率域 (uv 平面 ) 中采样了可见度函数一个点的信息, 如果干涉阵由 N 个台站组成, 则就有 N(N-1)/2 条基线, 如果我们有足够多, 分布合理的天线, 即使是快拍 (snapshot) 观测也可以有相当好的 uv 覆盖 这种同时利用一个望远镜阵的许多干涉基线的方法称孔径综合 (Ryle, 1957 首先提出 ) 4. 由于地球自转一条基线在 uv 平面中可以画出一条椭圆轨迹利用地球自转提供的 uv 覆盖的方法称地球自转综合 (Ryle & Neville, 1962 首先实现 ) 92

Chinese VLBI Network (CVN) Major Facilities for RA in China 21CMA Delingha 13.7m 93

CVN Shanghai station (1987) Diameter: 25m Band: L, S/X, C, K Recording system: MK2, S2, MK3, MK4, MK5A 94

CVN Urumqi station (1993) Diameter:25m Band: P, L, S/X, C, K,(also 30 and 49 cm) Recording system: MK2, MK3, MK4, MK5A, K-4,K-5 95

CVN Kunming station (2006) Diameter; 40m (central 25m:full panel; 25-40m: mesh) Band : S/X Recording system: MK5A 96

CVN Beijing station (2006) Diameter:50m (central 30m: full panel; 30-50 m: mesh) Band: S/X Recording system: MK5A 97

天马望远镜 ( 上海 65 米射电望远镜 ) 作为中科院和上海市联合立项的重大项目, 上海 65 米射电望远镜系统于 2008 年 10 月底立项,2009 年 12 月 29 日奠基,2010 年 3 月 19 日开工建设,2012 年 10 月 28 日的在上海天文台佘山基地落成,2013 年底, 在建设现场通过综合验收后被冠名为 天马望远镜 2014 年至今的试观测运行验证了该科学装置具备了在恒星形成和演化 脉冲星等射电天文研究的热点领域取得优秀成果所需的观测性能 天马射电望远镜 ( 亚洲第一, 国际前四 ) 将发挥其大口径 宽频带等特性, 以及在地理位置上的优势, 在致密天体观测研究领域做出世界一流成果 以 亚洲第一射电望远镜建成 入选了 2012 年中国十大科技进展新闻 2012 年度国防科技工业十大新闻 2012 年上海十大科技进展第一名和 2012 年度 十大天文科技进展 等 98 98

21CMA: March 2006 宇宙第一缕曙光探测 (21CMA) 在新疆南 北天山之间 2600m 的高原上由 10287 面天线构成的大型射电天线阵列, 用于接收来自宇宙中诞生的第一批天体发出的微弱光芒, 揭示宇宙从黑暗走向光明的整个历史过程 工作波段 50-200MHz, 基线 3 公里 ( 东西 )x 4 公里 ( 南北 99 )

21CMA: March 2006 青海德令哈 13.7m 毫米波望远镜 宇宙第一缕曙光探测 (21CMA) 在新疆南 北天山之间 2600m 的高原上由 10287 面天线构成的大型射电天线阵列, 用于接收来自宇宙中诞生的第一批天体发出的微弱光芒, 揭示宇宙从黑暗走向光明的整个历史过程 工作波段 50-200MHz, 基线 3km( 东西 )x 4km( 南北 100 )

FAST- Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope Approved in 2007; site construction in 2011-2016 9 bands from 70 MHz to 3 GHz (8 GHz) Unique Karst depression as the site Active main reflector Cable - parallel robot feed support

Tamna 21 m Miyun 50 m KASI/KJJVC Sejong 22 m Yonsei 21 m Ulsan 21 m Gifu 11 m Usuda 64 m Mizusawa 20 m Nanshan 26 m Takahagi 32 m Tianma 65 m Hitachi 32 m Sheshan 25 m SHAO/DiFX Kunming 40 m Yamaguchi 32 m Ishigakijima 20 m Kashima 34 m (Image Credit: Reto Stöckli, NASA Earth Observatory) 6.7 GHz 8 GHz 22 GHz 43 GHz Iriki 20 m Ogasawara 20 m

Global VLBI Stations Geodesy stations. Some astronomy stations missing, especially in Europe. 103

空间 VLBI 计划 (1997-2005) 日本 1987 年提出,1989 年开始研制,1997 年升空, 国际上首个空间 VLBI 卫星 轨道倾角 :31 度 远地点 : 21,400 km 近地点 :560 km 周期 :6.3 hr 等效于 8 米口径 工作频率 :1.6 和 5 GHz 活动星系核巡天 104

Launched on 18 July 2011 Orbital period: 8.5 days Perigee: 67 000 km, Apogee: 282 000 km. Inclination angle: 81 о RadioAstron Observing bands: 0.327, 1.7, 105 5, 22 GHz

RadioAstron (2011-2018) 106

Space Millimeter VLBI Array Main Scientific Objectives: High-resolution imaging of emission structure surrounding super-massive black hole (SMBH) to study SMBH Shadow (e.g. M87) Disk structure & dynamics, SMBH mass (water mega-masers) Astrophysical Jet in Active Galactic Nuclei (AGN) Specifications: Two 10-m (in diameter) space antennas Three frequency bands (8, 22 & 43 GHz) Dual polarization (LCP/RCP) Date rate (1.2 Gbps, or 2.4 Gbps) Angular resolution: 20 micro-arc-second Optimized orbits for a better (u,v) coverage Apogee: 60,000 km Perigee: 1,200 km Inclination: 28.5 deg Life time: 3 year 107

Supermassive Black Hole (SMBH) M87 20 as (Space VLBI s angular resolution) 0.01 pc (140.8 as) 20 as (Space VLBI s angular resolution) Image of M87 obtained with a VSOP-ground configuration (~ 490 as res.) in comparison with the 20 as res. of the proposed Chinese Space VLBI satellite-ground configuration Figure 1. Images of M87 obtained with with all-ground the VLBI stations (Left) and a VSOP-ground configuration (Right), at very low resolutions in comparison with the 20-as resolution of the proposed Space VLBI Array. ground VLBI array (VLBA)

credit:sky & Telescope 解析 M87 的吸积盘和喷流结构 size of jet base set by ISCO? M87 measured size = 5.5 Rsch 1 sigma (Doeleman et al. 2012, Science)

事件视界望远镜 (EHT:Event Horizon Telescope) 由国际上至少可以工作在 230GHz 频率的亚毫米波射电望远镜所组成的 VLBI 阵列, 目前包括分布在全球的 6 个地方的 9 个射电望远镜 ( 阵 ): 南极的 10 米 South Pole Telescope(SPT); 智利的阿塔卡马大型毫米波 / 亚毫米波天线阵 (ALMA) 和 12 米 Atacama Pathfinder Experiment telescope(apex) 以及 10 米的 Atacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE); 墨西哥的 50 米 Large Millimeter Telescope(LMT); 美国亚利桑那的 10 米 Submillimeter Telescope(SMT); 美国夏威夷的 15 米 James Clerk Maxwell Telescope(JCMT) 和亚毫米波阵 (SMA); 西班牙的 30 米 IRAM 天线 (PV30) 230GHz 角分辨率达 20 微角秒 黑洞视界成像观测成为可能! ALMA:64x12m + ACA(12x7m+4x12m) 110

黑洞阴影 (Shadow) Size = 9/2 * Rs (a=0.998) sqrt(27)*rs (a=0) Sgr A*: 4 million M BH, 8kpc distance, Rs = 10 μas M87: 6.6 billion M BH, ~16Mpc distance Rs = 7.5 μas (Bardeen 1973, Falcke, Agol & Melia 2000)

亮温度 T B 射电天文中常用亮温度 T B 等价于射电源的射电亮度 B 2h c 2 3 e 1 h kt B -1 2k c 2 2 T B 2kT B 2 后面的近似条件为 h 1 kt B Rayleigh-Jeans 近似 ( 射电天文中适用的近似 ) 112

应强调, 这是用黑体温度来定义射电亮度, 这个温度与任何真实的温度毫无关系 仅在射电源辐射机制为黑体热辐射并且温度与观测波长满足上述近似时, 可以联系到射电源的温度 113

Very long baseline interferometry Can detect source with (angular) size 0 D intensity I and/or flux density S for a source of brightness temperature Tb That is 2 2kT I b 2kTb 2kTb p0 pktb S D 2 2 2 4 2D 2 T b 2D pk 2 S D=4000 km, S>=0.01 Jy, Tb>=7.4 x 10^7 K 114

天线温度 T a describe the power received by an antenna from a radio source 如果我们在接收机的输入端用一个电阻来代替天线, 常常把 P 等价于这个电阻在温度为 T a 时的热躁声功率, 根据 Nyquist theorem, 有 P kt a (W/Hz) 这个假想电阻的温度则称为天线温度 T a 仅是一种功率电平的简化表示, 与任何真实的温度毫无关系 115

射电源流量密度 ( 亮度 ) 射电源的流量密度 (Jy) S (W/cm 2 /Hz) 天线接收到的单位频率的功率为 (A e 是望远镜的有效面积 ) 接收机接收到的功率 es (D 是接收机的带宽,S 在 D 内为常数 ) 有效面积 A e 是辐射入射方向的函数 A(l,m) ( 如果天体辐射是非偏振 ( 随机偏振 ), 单偏振接收天线输出有因子 1/2 ) P W A A e S D 1 1 P Ae S A( l, m) I ( l, m) d 2 2 116

大部分天体的射电辐射都具有噪声性质, 且其信号很微弱 : S=1Jy 的天体辐射, 在 D=25 米直径的望远镜 ( 假定天线效率为 60%) 上接收到的信号为约 1.5x10-24 W/Hz, 对应的天线温度是 0.107 K 如果接收机的带宽为 100 MHz, 接收到的功率仅为 1.5x10-16 W 而一个处于绝对温度为 T 的电阻 R 的二端, 在 D 带宽内热噪声 2 起伏电压的平方平均值为 U 4kTRD 在阻抗匹配情况下, 输出的噪声功率 W ktd T=107 K, D=100 MHz, 噪声功率为 1.5x10-13 W 所以射电天文观测是从大的噪声中检测出有用的信号 ( 信号本身也是噪声 ) 117

receiving system 射电天文接收机对射电望远镜天线接收到的天体辐射的信号进行加工处理, 然后进行记录, 供研究人员进行进一步的处理和天文研究 接收机的种类工作波段 : 米波, 厘米波, 毫米和亚毫米波无线电技术 : 超外差, 调制接收机观测用途 : 辐射计谱线接收机脉冲星接收机干涉接收机 118

接收机的主要技术指标 ( 各种不同用途的接收机有不同的一些指标 ) 噪声温度 : 等价于接收机输入端的噪声温度, 它直接影响到系统的灵敏度 稳定度 : 在一段时间内接收机增益和频率响应的稳定性 可靠性 : 在长时间工作中, 接收机能可靠工作的时间比例 其它指标带宽频率响应特性动态范围频率分辩率 ( 谱线接收机 ) 时间分辩率 ( 短时标天文现象的观测研究 ) 相位稳定度 (VLBI) 119

接收机方框图 天线 前置放大 () 混频 滤波 中频放大器 ( IF) 校正噪声源 本振 Lo 120

Frequency conversion some technical terms (radio frequency)rf: sky frequency (intermediate frequency)if: (local oscillator) LO mixer (bandpass filter) BPF down converter X-band: RF: 8180-8600 MHz LO: 8080 MHz IF: 100-520 MHz 121

系统噪声温度 (T s ) 接收机噪声 T RX 通常把接收机的输出噪声归算到接收机输入端的等价噪声温度 T RX 大气噪声 T sky 背景噪声 ( 微波背景, 银河背景 )T bg 地面辐射散射进入馈源的噪声 T spill 馈源和波导中损耗引起的噪声 T loss 注入校正信号引起的噪声 T cal ( 单天线观测时可以不考虑 ) T s T RX T sky T bg T spill T loss ( T ) ( T ) cal a 122

在系统噪声温度定义中有的包括了射电源的天线温度, T a 在大多数情况下这是没有影响的, 因为 T T a s 在强源 ( 如太阳 ) 观测时, 由于 T a 很大 系统噪声温度将由 T a 主导 123

Signal to noise ratio (SNR, 信噪比 ) 信噪比 SNR S N T T A S D a 系统灵敏度 TS SNR=1, T (M 与接收机工作模式有关 ) A M D h A AS 非偏振, 点源, TA SNR=1, S M h 2k A 2kT A 例 :D=25 米,M=1,T s =50K, D=16MHz, =1s, h A =0.5, S a D S ( SNR 1) ~ 0. 14Jy 124

上海 65 米射电望远镜的主要性能参数指标 Bands L S C X Ku K Ka Q Wavelength λ(cm) 21/18 13 6/4.5 3.6 2.5/2.0 1.35 0.9 0.7 Frequency f (GHz) 1.25-1.75 2.2-2.4 4.0-8.0 8.2-9.0 12.0-18.0 18.0-26.5 30.0-34.0 35.0-50.0 FWHM("@CF,1.02λ/D) 628 410 157 110 69 43 29 22 Efficiency η A ( %, best elev=50) 55 60 60 55 40 DPFU(K/Jy, 1.20η A ) 0.66 0.72 0.72 0.66 0.48 20 (55 * ) 0.24 (0.66 * ) 50 * 45 * 0.60 * 0.54 * Tsky (K) 12 12 10 10 12 25 13 26 Trec (K) 14 21 12 22 15 21 25 40 Tsys (K) 26 33 22 32 27 46 38 66 SEFD (Jy, Tsys/DPFU) Thermal noise (mjy, 1σ (B w =128MHz, T on =10 min)) 39 46 31 48 56 0.142 0.165 0.110 0.175 0.202 192 (70 * ) 63 * 122 * 2kTs SEFD A e 2kT h A A S g 8kT h pd A S 2 s SEFD T B on w 125

Radiative transfer Radiative Transfer Equation + - di I (s+ds) - I (s)=di di = j ds - I ds j - I ds where j and are volume emissivity and absorption coefficien, t Definition of optical depth d ds ( s) s (s')ds' 0 di 126

Solutions di ds j - I di s 1. emission only ( 0) j I (s) I (0) j (s')ds' ds 0 di 2. absoprtion only ( j 0) - I I (s) I (0) e ds - ( s) di j 3. thermodynamic equilibrium 0 I (s) B(T) ds (This is known as Kirchoff's law. Note that in general I B (T).) 4. Local Thermodynamic Equilibrium ( LTE) I (s) j / 1 di di - - I -B( T) ds d 127

A more general solution multiplying (-e I ) s'=s s'=0 e d s'=s s'=0 di - I - B d (T) and integrating along the ray path, we have s'=s B s'=0 - e di (I - (T))e d s'=s s'=s s'=s I e d I e d - B (T)e d s' =0 s'=0 s'=0 s'=s (s) (0) B s'=0 - I (s)e I (0)e - (T)e d assuming B (T) constant (independent of ), we get s'=s (s) (0) B s'=0 - I (s)e I (0)e - (T) e d -B (s) (0) (T)(e - e ) 128

A more general solution with (0) 0, I (s) I (0)e B ( T)( 1- e ) (0)- (s) (0)- (s) I (s) b I (0)e b - ( s) in terms of brightness temperature, T ( s) T (0)e - (s) B - (s) (T)(1 - e ) - (s) T(1 - e ) attenuated incoming radiation contribution from the intervening medium (s) 1 (optically thick) T (s) T (s) 1 (optically thin ) T (s) T (0)+T ( s) b b b 129

Opacity correction Radio emission on its way to observers on the ground will encounter the atmosphere that is characterized by temperature (T ) and optical depth ( ). Similar to antenna temperature, system temperature T temperature T sys is an effective anten atm sys sys is introduced to represent the equivalevent temperature of all the noise received ( system T sys - - atm T T (1 e ) rx atm na temperature, T T A atm ), so we have Assuming the atmosphere is composed of a set of parallel planes, and its optical depth is proportional to the path length with a zenith opacity, i.e. if receiver temperature contribution from the atmosphere atm 1, we obtain atm 0 sys sec Z T T T T (T )sec Z sys rx atm atm rx atm 0 So, from a linear fit to T -sec Z plot, we can get both T and (T ). rx 0 atm 0 Then if we know the atmospheric temperature T, we can solve for opacity. atm atm 130

An example LA: T rx =116 K Tau_0=0.097 (T atm =250 K) Plot of Tsys vs. secz at VLBA_LA site (data from an 86 GHz VLBA observations of the Galactic Center source SgrA* on Nov 3, 2005.) 131

2017 年射电天文暑期学校 (http://radiosummerschool2017.csp.escience.cn/dct/page/1) 随着国内多个大型射电天文观测设备的建成和规划, 特别是全球最大的单口径望远镜 (FAST) 以及亚洲第一的全可动望远镜 ( 上海天文台 65 米口径天马望远镜 ), 在今后的数年中, 需要大量的从事射电天文观测研究的人才, 所以人才培养显得尤为重要 中国科学院上海天文台和国家天文台联合举办 2017 年射电天文暑期学校, 授课内容主要围绕射电天文基础知识及射电光谱, 授课对象面向有志于投身射电天文研究的高年级本科生及相关的低年级研究生, 同时也欢迎相关的青年研究人员, 学员人数限制 80 人 时间 :2017 年 7 月 9 日 -14 号 (9 日报到 ) 地点 : 上海天文台 3 楼 ( 南丹路 80 号 )