重庆望远镜 - 什么是射电望远镜？

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什么是射电望远镜？

1. 回答人: 匿名时间: 07-29 11:48:41

射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的基本设备，它包括：收集射电波的定向天线，放大射电信号的高灵敏度接收机，信息记录，处理和显示系统等等。射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相信，投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚集。因此，射电望远镜的天线大多是抛物面。

射电观测是在很宽的频率范围内进行，检测和信息处理的射电技术又较光学波希灵活多样，所以，射电望远镜种类更多，分类方法多种多样。例如按接收天线的形状可分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物面截带、喇、螺旋、行波、天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多束等射电望远镜；按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、日象等射电望远镜；按工作类型又可分为全功率、扫频、快速成像等类型的射电望远镜。
我们看到东西并不是因为我们的眼睛发出了光,而是被看到的物体发出了光或反射了光射到我们的眼睛里的缘故.我们看到的星体的光,是在漫长而遥远的宇宙空间穿行了几年,几十年乃至几十几百万年才到达地球被我们看到的.这是用光学天文望远镜可以看到的.而更远的星体发出的光可能因为太暗弱了,在地球上几乎不能被光学望远镜观测到,所以人们就根据遥远星体的电磁波辐射来观测,从而发明了射电望远镜.

2. 回答人: 匿名时间: 07-26 11:55:57

世界最大射电望远镜的正式名称是：500米口径球面射电望远镜(简称FAST)。挂在彭勃办公室里的FAST工程示意图，看上去像是一幅绘画作品：蓝天白云下面，整个工程的形状似一朵盛开的花，花瓣是贵州喀斯特地貌重叠起伏的峰峦，花心是巨大深陷的洼地——FAST将铺设在这片洼地中。

大射电望远镜（LT）是一项国际合作项目--（中、澳、英等十国拟投资数十亿美元在贵州建设30面口径为300-500m的射电望远镜阵）我国拟先建一面口径为500m的球面射电望远镜，是中科院作为创新工程的重点支持项目。馈源支撑技术对射电望远镜的指向精度及响应时间起着关键作用。
目前国际上最大的射电望远镜是美国Arecibo的305m望远镜，其馈源支撑系统总重量达1000余吨。为了从根本上克服Arcibo的缺点，项目组提出了被国外专家称为“变革式创新设计”的机械电子控制及激光检测的机电光一体化设计方案，将馈源支撑系统的总重量减到20吨，并展开了悬索与馈源结构系统的动态特性分析，伺服系统闭环主动数字控制，激光检测等关键技术的研究，建造了5米、50米的缩比实验模型，实验技术指标达到了预期要求。

3. 回答人: 匿名时间: 07-23 00:53:57

基本原理经典射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相似﹐投射来的电磁波被一精确镜面反射后﹐同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦﹐因此﹐射电望远镜天线大多是抛物面。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不大于λ/16～λ/10﹐该望远镜一般就能在波长大于λ的射电波段上有效地工作。对米波或长分米波观测﹐可以用金属网作镜面﹔而对厘米波和毫米波观测﹐则需用光滑精确的金属板(或镀膜)作镜面。从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波﹐必须达到一定的功率电平﹐才能为接收机所检测。目前的检测技术水平要求最弱的电平一般应达 10 ─20瓦。射频信号功率首先在焦点处放大10～1﹐000倍﹐并变换成较低频率(中频)﹐然后用电缆将其传送至控制室﹐在那里再进一步放大﹑检波﹐最后以适于特定研究的方式进行记录﹑处理和显示。
基本指标射电天文所研究的对象﹐有太阳那样强的连续谱射电源﹐有辐射很强但极其遥远因而角径很小的类星体﹐有角径和流量密度都很小的恒星﹐也有频谱很窄﹑角径很小的天体微波激射源等。为了检测到所研究的射电源的信号﹐将它从邻近背景源中分辨出来﹐并进而观测其结构细节﹐射电望远镜必须有足够的灵敏度和分辨率。
分辨率指的是区分两个彼此靠近的相同点源的能力﹐因为两个点源角距须大于天线方向图的半功率波束宽度时方可分辨﹐故宜将射电望远镜的分辨率规定为其主方向束的半功率宽。为电波的衍射所限﹐对简单的射电望远镜﹐它由天线孔径的物理尺寸D 和波长λ决定。当孔径大于波长时﹐可由下面简单关系式近似给出﹕
≒1.22/D (弧度)≒4190/D (角分)
≒2.516×105/D (角秒)。
灵敏度取决于射电望远镜天线有效面积 A (平方米)﹑接收机和天线的噪声性能﹐即系统噪声温度T S(K)﹑接收机有效噪声带宽△(赫)和信号检测积分时间 (秒)。通常对经典射电望远镜﹐用可检测的最小功率流量密度S min来表徵其灵敏度﹐并有如下关系﹕
﹐
式中k =1.38×10─23焦耳/K 为玻耳兹曼常数。有时用最小天线温度T min来表示射电望远镜系统的灵敏度﹕
。
式中M 为常数﹐T min与天线的有效接收面积A 无关﹐对描述展源亮度很有用。实际灵敏度因增益起伏﹑干扰和采用的信号处理类型而劣于上式所给出的值。
简史和现状 1932年﹐美国央斯基发表他在1931～1932年观测到地球外射电波的报告﹐揭开了射电天文的历史。此后﹐射电望远镜的历史﹐是不断提高分辨率和灵敏度的历史。央斯基用的是长30.5米﹑高3.66米的旋转天线阵﹐在14.6米波长取得了30°宽的“扇形”方向束。1937年﹐美国无线电工程师雷伯建造直径9.45米的抛物反射面天线﹐在1.87米波长取得了12°的“铅笔形”方向束。他们都意识到要进行有意义的工作﹐需要更大的望远镜。只在第二次世界大战结束后﹐随著一些军用雷达和有关专家转向射电天文观测﹐射电望远镜才有了显著的发展﹐1946年﹐英国曼彻斯特大学开始建造直径66.5米的固定抛物面射电望远镜﹐1955年建成当时世界上最大的76米直径的可转抛物面射电望远镜。与此同时﹐澳﹑美﹑苏﹑法﹑荷等国也竞相建造大小不同和形式各异的早期射电望远镜。除了一些直径在10米以下﹑主要用于观测太阳的设备外﹐还出现了一些直径20～30米的抛物面望远镜﹐发展了早期的射电干涉仪和综合孔径射电望远镜。六十年代以来﹐相继建成的有美国国立射电天文台的42.7米﹑加拿大的45.8米﹑澳大利亚的64米全可转抛物面﹑美国的直径 305米固定球面﹑工作于厘米和分米波段的射电望远镜(见固定球面射电望远镜)以及一批直径10米左右的毫米波射电望远镜。因为可转抛物面天线造价昂贵﹐固定或半固定孔径形状(包括抛物面﹑球面﹑抛物柱面﹑抛物面截带)的天线的技术得到发展﹐从而建成了更多的干涉仪和十字阵(见米尔斯十字)。六十年代末至七十年代初﹐不仅建成了一批技术上成熟﹑有很高灵敏度和分辨率的综合孔径射电望远镜﹐还发明了有极高分辨率的甚长基线干涉仪这种所谓现代射电望远镜。另一方面还在计算技术基础上改进了经典射电望远镜天线的设计﹐建成直径100米的大型精密可跟踪抛物面射电望远镜(德意志联邦共和国波恩附近﹐图2
类型射电望远镜按设计要求可以分为连续和非连续孔径射电望远镜两大类。为了观测弱射电源的需要﹐射电望远镜必须有较大孔径﹐并能对射电目标进行长时间的跟踪或扫描。此外﹐还必须综合考虑设备的造价和工艺上的现实性。按机械装置和驱动方式﹐连续孔径射电望远镜(它通常又是非连续孔径的基本单元)还可分为三种类型。全可转型或可跟踪型﹕可在两个坐标转动﹐分为赤道式装置和地平式装置两种﹐如同在可跟踪抛物面射电望远镜中使用的。部分可转型﹕可在一坐标(赤纬方向)转动﹐赤经方向靠地球自转扫描﹐又称中星仪式(见带形射电望远镜)。固定型﹕主要天线反射面固定﹐一般用移动馈源(又称照明器)或改变馈源相位的方法
射电观测在很宽的频率范围进行﹐检测和信息处理的射电技术又远较光学波段灵活多样﹐所以射电望远镜种类繁多﹐还可以根据其他准则分类﹕诸如按接收天线的形状可分为抛物面﹑抛物柱面﹑球面﹑抛物面截带﹑喇叭﹑螺旋﹑行波﹑偶极天线等射电望远镜﹔按方向束形状可分为铅笔束﹑扇束﹑多束等射电望远镜﹔按工作类型可分为全功率﹑扫频﹑快速成像等类射电望远镜﹔按观测目的可分为测绘﹑定位﹑定标﹑偏振﹑频谱﹑日象等射电望远镜。关于非连续孔径射电望远镜﹐主要是各类射电干涉仪。
主要的射电望远镜当代先进射电望远镜有﹕以德意志联邦共和国 100米望远镜为代表的大﹑中型厘米波可跟踪抛物面射电望远镜﹔以美国国立射电天文台﹑瑞典翁萨拉天文台和日本东京天文台的设备为代表的毫米波射电望远镜﹔以即将完成的美国甚大天线阵(VLA)(图3
展望把造价和效能结合起来考虑﹐今后直径100米那样的大射电望远镜大概只能有少量增加﹐而单个中等孔径厘米波射电望远镜的用途越来越少。主要单抛物面天线将更普遍地并入或扩大为甚长基线﹑连线干涉仪和综合孔径系统工作。随著设计﹑工艺和校准技术的改进﹐将会有更多﹑更精密的毫米波望远镜出现。综合孔径望远镜会得到发展以期获得更大的空间﹑时间和频率覆盖。甚长基线干涉系统除了增加数量外﹐预期最终将能利用定点卫星实现实时数据处理﹐大大提吖鄄饽芰ΑＬ厥庑巫锤咴鲆姗p低噪音天线设计方法的成熟﹐把综合孔径技术同甚长基线独立本振干涉仪技术结合起来的甚长基线干涉仪网和干涉仪阵的试验﹐很可能孕育出新一代的射电望远镜。(见彩图
参考书目
克里斯琴森和霍格玻姆著﹐陈建生译﹕《射电望远镜》﹐科学出版社﹐北京﹐1977。(W. N. Christiansen and J.A.Hgbom﹐Radio Telescopes﹐Cambridge Univ.Press﹐London﹐1969.)

4. 回答人: 匿名时间: 07-16 15:47:11

1932年央斯基（Jansky. K. G）用无线电天线探测到来自银河系中心（人马座方向）的射电辐射，这标志着人类打开了在传统光学波段之外进行观测的第一个窗口。

第二次世界大战结束后，射电天文学脱颖而出，射电望远镜为射电天文学的发展起了关键的作用，比如：六十年代天文学的四大发现，类星体，脉冲星，星际分子和宇宙微波背景辐射，都是用射电望远镜观测得到的。射电望远镜的每一次长足的进步都会毫无例外地为射电天文学的发展树立一个里程碑。

英国曼彻斯特大学于1946年建造了直径为66.5米的固定式抛物面射电望远镜，1955年又建成了当时世界上最大的可转动抛物面射电望远镜；

六十年代，美国在波多黎各阿雷西博镇建造了直径达305米的抛物面射电望远镜，它是顺着山坡固定在地表面上的，不能转动，这是世界上最大的单孔径射电望远镜。

1962年，Ryle发明了综合孔径射电望远镜，他也因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。综合孔径射电望远镜实现了由多个较小天线结构获得相当于大口径单天线所能取得的效果。

1967年Broten等人第一次记录到了VLBI干涉条纹。

七十年代，联邦德国在波恩附近建造了100米直径的全向转动抛物面射电望远镜，这是世界上最大的可转动单天线射电望远镜。

八十年代以来，欧洲的VLBI网（EVN），美国的VLBA阵，日本的空间VLBI（VSOP）相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。

中国科学院上海天文台和乌鲁木齐天文站的两架25米射电望远镜作为正式成员参加了美国的地球自转连续观测计划（CORE）和欧洲的甚长基线干涉网（EVN），这两个计划分别用于地球自转和高精度天体测量研究（CORE）和天体物理研究（EVN）。这种由各国射电望远镜联合进行长基线干涉观测的方式，起到了任何一个国家单独使用大望远镜都不能达到的效果。

另外，美国国立四大天文台（NARO）研制的100米单天线望远镜（GBT），采用无遮挡（偏馈），主动光学等设计，该天线目前正在安装中，2000年有可能投入使用。

国际上将联合发展接收面积为1平方公里的低频射电望远镜阵（SKA），该计划将使低频射电观测的灵敏度约有两个量级的提高，有关各国正在进行各种预研究。

在增加射电观测波段覆盖方面，美国史密松天体物理天文台和中国台湾天文与天体物理研究院正在夏威夷建造国际上第一个亚毫米波干涉阵（SMA），它由8个6米的天线组成，工作频率从190GHz到85z，部分设备已经安装。美国的毫米波阵（MMA）和欧洲的大南天阵（LAS）将合并成为一个新的毫米波阵计划――ALMA。这个计划将有64个12米天线组成，最长基线达到10公里以上，工作频率从70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合并顺利，将在2001年开始建造，日本方面也在考虑参加该计划的可能性。

在提高射电观测的角分辨率方面，新一代的大型设备大多数考虑干涉阵的方案；为了进一步提高空间VLBI观测的角分辨率和灵敏度，第二代空间VLBI计划――ARISE（25米口径）已经提出。

相信这些设备的建成并投入使用将会使射电天文成为天文学的重要研究手段，并会为天文学发展带来难以预料的机会。

5. 回答人: 匿名时间: 07-04 10:12:27

射电望远镜
目录·简介
·基本原理
·基本指标
·简史和现状
·类型
·特点优势
·主要的射电望远镜
·展望

简介
射电望远镜（radio telescope）是指观测和研究来自天体的射电波的基本设备，可以测量天体射电的强度、频谱以及偏振等量。包括收集射电波的定向天线，放大射电信号的高灵敏度接收机，信息记录、处理和显示系统等。

基本原理

经典射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相似，投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦，因此，射电望远镜天线大多是抛物面。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不大于λ/16～λ/10，该望远镜一般就能在波长大于λ的射电波段上有效地工作。对米波或长分米波观测，可以用金属网作镜面；而对厘米波和毫米波观测，则需用光滑精确的金属板(或镀膜)作镜面。从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波，必须达到一定的功率电平，才能为接收机所检测。目前的检测技术水平要求最弱的电平一般应达 10 —20瓦。射频信号功率首先在焦点处放大10～1，000倍，并变换成较低频率(中频)，然后用电缆将其传送至控制室，在那里再进一步放大、检波，最后以适于特定研究的方式进行记录、处理和显示。

天线收集天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录、显示的形式，终端设备把信号记录下来，并按特定的要求进行某些处理然后显示出来。表征射电望远镜性能的基本指标是空间分辨率和灵敏度，前者反映区分两个天球上彼此靠近的射电点源的能力，后者反映探测微弱射电源的能力。射电望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏度。

基本指标

射电天文所研究的对象，有太阳那样强的连续谱射电源，有辐射很强但极其遥远因而角径很小的类星体，有角径和流量密度都很小的恒星，也有频谱很窄、角径很小的天体微波激射源等。为了检测到所研究的射电源的信号，将它从邻近背景源中分辨出来，并进而观测其结构细节，射电望远镜必须有足够的灵敏度和分辨率。

灵敏度和分辨率是衡量射电望远镜性能的两个重要指标。灵敏度是指射电望远镜"最低可测"的能量值，这个值越低灵敏度越高。为提高灵敏度常用的办法有降低接收机本身的固有噪声，增大天线接收面积，延长观测积分时间等。分辨率是指区分两个彼此靠近射电源的能力，分辨率越高就能将越近的两个射电源分开。那么，怎样提高射电望远镜的分辨率呢？对单天线射电望远镜来说，天线的直径越大分辨率越高。但是天线的直径难于作得很大，目前单天线的最大直径小于300米，对于波长较长的射电波段分辨率仍然很低。因此就提出了使用两架射电望远镜构成的射电干涉仪。对射电干涉仪来说，两个天线的最大间距越大分辨率越高。另外,在天线的直径或者两天线的间距一定时，接收的无线电波长越短分辨率越高。拥有高灵敏度。高分辨率的射电望远镜，才能让我们在射电波段"看"到更远，更清晰的宇宙天体。

分辨率指的是区分两个彼此靠近的相同点源的能力，因为两个点源角距须大于天线方向图的半功率波束宽度时方可分辨，故宜将射电望远镜的分辨率规定为其主方向束的半功率宽。为电波的衍射所限，对简单的射电望远镜，它由天线孔径的物理尺寸D 和波长λ决定。

简史和现状

1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的 “扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辨率和灵敏度的历史。

自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的 “铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。

1946年，英国曼彻斯特大学开始建造直径66.5米的固定抛物面射电望远镜，1955年建成当时世界上最大的76米直径的可转抛物面射电望远镜。与此同时，澳、美、苏、法、荷等国也竞相建造大小不同和形式各异的早期射电望远镜。除了一些直径在10米以下、主要用于观测太阳的设备外，还出现了一些直径20～30米的抛物面望远镜，发展了早期的射电干涉仪和综合孔径射电望远镜。六十年代以来，相继建成的有美国国立射电天文台的42.7米、加拿大的45.8米、澳大利亚的64米全可转抛物面、美国的直径 305米固定球面、工作于厘米和分米波段的射电望远镜(见固定球面射电望远镜)以及一批直径10米左右的毫米波射电望远镜。因为可转抛物面天线造价昂贵，固定或半固定孔径形状(包括抛物面、球面、抛物柱面、抛物面截带)的天线的技术得到发展，从而建成了更多的干涉仪和十字阵(见米尔斯十字)。

1962年 Ryle 发明了综合孔径射电望远镜并获得了1974年诺贝尔物理学奖。

射电天文技术最初的起步和发展得益于二战后大批退役雷达的"军转民用"。射电望远镜和雷达的工作方式不同,雷达是先发射无线电波再接收物体反射的回波，射电望远镜只是被动地接收天体发射的无线电波.。20世纪50、60年代，随着射电技术的发展和提高，人们研究成功了射电干涉仪，甚长基线干涉仪，综合孔径望远镜等新型的射电望远镜射电干涉技术使人们能更有效地从噪音中提取有用的信号；甚长基线干涉仪通常是相距上千公里的。几台射电望远镜作干涉仪方式的观测,极大地提高了分辨率。

六十年代末至七十年代初，不仅建成了一批技术上成熟、有很高灵敏度和分辨率的综合孔径射电望远镜，还发明了有极高分辨率的甚长基线干涉仪这种所谓现代射电望远镜。另一方面还在计算技术基础上改进了经典射电望远镜天线的设计，建成直径100米的大型精密可跟踪抛物面射电望远镜(德意志联邦共和国波恩附近。

上世纪80年代以来，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的代表，它们的灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。其中，美国的超常基线阵列（VLBA）由10个抛物天线组成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍。它所达到的分辨率相当让一个人站在纽约看洛杉矶的报纸。

今天射电的分辨率高于其它波段几千倍,能更清晰地揭示射电天体的内核;综合孔径技术的研制成功使射电望远镜具备了方便的成像能力,综合孔径射电望远镜相当于工作在射电波段的照相机。

类型

根据天线总体结构的不同，射电望远镜按设计要求可以分为连续和非连续孔径射电望远镜两大类。前者的主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜，后者是以干涉技术为基础的各种组合天线系统。20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜——甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能获得清晰的射电图像。世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米，安装在德国马克斯·普朗克射电天文研究所；世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国立射电天文台。

为了观测弱射电源的需要，射电望远镜必须有较大孔径，并能对射电目标进行长时间的跟踪或扫描。此外，还必须综合考虑设备的造价和工艺上的现实性。按机械装置和驱动方式，连续孔径射电望远镜(它通常又是非连续孔径的基本单元)还可分为三种类型。
全可转型或可跟踪型
可在两个坐标转动，分为赤道式装置和地平式装置两种，如同在可跟踪抛物面射电望远镜中使用的。
部分可转型
可在一坐标(赤纬方向)转动，赤经方向靠地球自转扫描，又称中星仪式(见带形射电望远镜)。
固定型
主要天线反射面固定，一般用移动馈源(又称照明器)或改变馈源相位的方法。

射电观测在很宽的频率范围进行，检测和信息处理的射电技术又远较光学波段灵活多样，所以射电望远镜种类繁多，还可以根据其他准则分类：诸如按接收天线的形状可分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物面截带、喇叭、螺旋、行波、偶极天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多束等射电望远镜；按工作类型可分为全功率、扫频、快速成像等类射电望远镜；按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、日象等射电望远镜。关于非连续孔径射电望远镜，主要是各类射电干涉仪。

特点优势

射电望远镜与光学望远镜不同,它既没有高高竖起的望远镜镜简，也没有物镜，目镜，它由天线和接收系统两大部分组成。
巨大的天线是射电望远镜最显著的标志，它的种类很多，有抛物面天线，球面天线，半波偶极子天线，螺旋天线等。最常用的是抛物面天线。天线对射电望远镜来说，就好比是它的眼睛，它的作用相当于光学望远镜中的物镜。它要把微弱的宇宙无线电信号收集起来，然后通过一根特制的管子(波导)把收集到的信号传送到接收机中去放大。接收系统的工作原理和普通收音机差不多，但它具有极高的灵敏度和稳定性。接收系统将信号放大，从噪音中分离出有用的信号，并传给后端的计算机记录下来。记录的结果为许多弯曲的曲线，天文学家分析这些曲线，得到天体送来的各种宇宙信息。

主要的射电望远镜

当代先进射电望远镜有：以德意志联邦共和国 100米望远镜为代表的大、中型厘米波可跟踪抛物面射电望远镜；以美国国立射电天文台、瑞典翁萨拉天文台和日本东京天文台的设备为代表的毫米波射电望远镜；以即将完成的美国甚大天线阵。

展望

把造价和效能结合起来考虑，今后直径100米那样的大射电望远镜大概只能有少量增加，而单个中等孔径厘米波射电望远镜的用途越来越少。主要单抛物面天线将更普遍地并入或扩大为甚长基线、连线干涉仪和综合孔径系统工作。随著设计、工艺和校准技术的改进，将会有更多、更精密的毫米波望远镜出现。综合孔径望远镜会得到发展以期获得更大的空间、时间和频率覆盖。甚长基线干涉系统除了增加数量外，预期最终将能利用定点卫星实现实时数据处理，大大提吖鄄饽芰ΑL厥庑巫锤咴鲆姗p低噪音天线设计方法的成熟，把综合孔径技术同甚长基线独立本振干涉仪技术结合起来的甚长基线干涉仪网和干涉仪阵的试验，很可能孕育出新一代的射电望远镜。

图片如下：
http://image.baidu.com/i?tn=baiduimage&ct=201326592&lm=-1&cl=2&word=%C9%E4%B5%E7%CD%FB%D4%B6%BE%B5
参考资料：http://baike.baidu.com/view/1449.htm

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