揭秘射电望远镜——探访日本野边山天文台
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作者：遠山 真理
校对：方园
审阅：牧夫天文校对组 涂天宇
编排：张一帆
后台：李子琦 胡永葳 李鸣晨
前言
上世纪30年代初，美国贝尔电话公司的一位工程师卡尔·央斯基在他的无线电天线记录的信号中发现了一些噪声，其中一些来源于雷雨，而另一些淡淡的嘶嘶声来历不明。在几个月的观测中，卡尔·央斯基发现这种信号的峰值位于射手座方向，周期刚好是一个恒星日，也就是地球相对于宇宙（而不是太阳）的自转周期。由此他推断这是一种来自于我们银河系中心的信号，这标志着射电天文学的起步。相较于在公元前2000多年就已经存在的广义上的天文学，射电天文学是一门非常年轻的学科，仅有不到一百年的历史。笔者在黄金周假期探访了位于日本长野县的野边山天文台，这里又被称为是日本射电天文学的圣地，因为日本后来许多大型的射电项目比如VERA，ALMA都是发迹于此。本文将会结合探访时的一些见闻来聊一聊射电望远镜究竟是怎么一回事。文中涉及图片除了笔者实景拍摄以及特别注明以外均来源于日本国立天文台。
图1. 野边山天文台位于日本长野县南佐久郡南牧村，几乎是日本正中央的地方，可以通过公共交通直接到达。这个采用了穹顶设计的野边山站也是日本铁道海拔最高的电车站，为1345.67米。
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我们为什么要研究射电天文学？
所谓的射电，是指波长在一毫米以上的电磁波，其中的一部分对地球大气有良好的透过性，因而多用于通信技术上。这种透过性也为我们建设地基射电望远镜提供了条件。如上图所示，地球的大气其实只允许很少的一部分电磁波穿过（棕色块越高表示大气对该波长的电磁波吸收率越高），除了我们熟知的可见光波段以外，还有狭窄的几段从1微米到20微米左右的近红外和中红外的窗口，然后就是从1厘米到10米左右的射电波段了。因而人们如果想要研究X射线天文学，就只能发射卫星到大气圈外面（比如著名的钱德拉X射线卫星），但是光学和射电望远镜就可以在地面上建造，这是一个得天独厚的优势。
同为地基观测，相较于可见光来说，射电观测的一大优势在于射电波段受天气影响小。地基可见光观测首先必须在晚上才能进行，其次如果是多云或者下雨那基本就没戏了。而射电波段就算是在白天我们依然能对深空天体进行观测，这是因为：大气的瑞利散射光与波长的四次方成反比，虽然太阳辐射涵盖了射电波段，但不会像可见光那样被散射的到处都是，这也是为什么我们看到的天空是蓝色的：相较于长波长的红光，短波长的蓝光瑞利散射光强更强，而到了超长波长的射电波段瑞利散射光就可以忽略不计了，所以如果我们能看到射电波段的天空，那就除了太阳以外几乎都是黑的。并且在射电大部分波段都不会受云层和降雨影响（试想大家的手机在阴天和下雨天也还是有信号的）（图片来源：维基百科大气窗口）
射电波段向我们传达的信息也与光学波段不相同，上图左侧是哈勃空间望远镜拍摄的一个漩涡星系，右侧则是野边山的45米射电望远镜与CARMA射电干涉仪拍摄的同一星系。可以看到虽然大致上的结构相同，但是光学照片中明亮的星系核区在射电照片中却并不那么明亮，反过来射电照片中最明亮的旋臂部分在光学望远镜中看起来是棕色的尘埃带。这是因为，通过光学望远镜我们拍摄到的主要是星系中已经成型的恒星的光芒，而通过射电望远镜我们看到的则是形成恒星的原材料，也就是气体发出的光。由此，我们可以从两个维度上来理解这个星系的构成：在星系的中心部分光学明亮而射电暗，说明那里聚集着大量的恒星，但气体已经快被消耗殆尽了，旋臂部分光学暗而射电明亮，说明那里恒星数量还不多，但是还有大量的气体残留，依然有新的恒星在那里形成。
另一方面，大家可能会注意到射电照片的分辨率似乎远远低于光学望远镜，这是因为光的波长越长，我们观测获得的分辨率就越低（瑞利判据）。为了弥补射电观测的这点不足，我们需要增加望远镜的尺寸来提高分辨率。然而，尽管野边山射电望远镜的口径几乎有哈勃空间望远镜的20倍，射电图像分辨率依然远远不如光学。举个例子来说，如果我们希望一台工作在毫米波段的射电望具有口径5厘米的光学望远镜的分辨率，它的口径需要是500米，而如果是工作在十米波段，它的口径需要是5000千米，相当于地球半径的80%！因而要想获得具有科学价值的射电天文数据，射电望远镜的口径要非常大，我们应当庆幸地球的大气允许我们建造地基射电望远镜，否则我们就得想办法把几百米的大锅发上天去了！
宇宙中有许多分子通过电子跃迁发出的光都可以被射电望远镜观测到，它们在光谱上呈现出一个个尖锐的峰顶形状，我们称之为发射线（下图），比如二氧化硫，一氧化硫，氰化氢，氧化硅，醇类等的有机分子等等都可以通过这种光谱观测来测定。这些分子有的可以告诉我们恒星是如何形成的，是在什么样的环境下形成的，而有的可以帮助我们追溯生命的起源。
除了探索宇宙，射电天文观测也与我们的生活息息相关。上图展示了野边山天文台太阳摄像仪在17GHz射电波段拍摄到的太阳活动极小期与极大期的图像。人们现在已经知道太阳大概以11年为周期活动着，太阳活动一方面会影响地球的气候（例如有的科学家们就认为1645年到1715年的全球性寒冷气候与太阳活动的极小期有关），另一方面太阳活动极大期时频繁发生的太阳耀斑（右图）会将太阳大气的一部分抛射向地球，也就形成了我们所说的太阳风。太阳风裹挟着的带电粒子会在地球两极形成美丽的极光，但也会导致停电和通信设备的混乱，以及人工卫星的故障。随着人类将脚步迈向太空，监测与把握太阳的活动正在变得越来越重要。
小结：我们之所以要研究射电波段的天文学，首先是因为射电波对于地球大气具有良好的透过率，这一得天独厚的条件为我们在地表建设大型射电望远镜提供了可行性，这对于拍摄具有科学价值的射电天文数据尤为重要。其次，射电观测可以帮助我们获取与光学观测不同维度的信息，通过对宇宙中分子发射线的观测，我们可以研究恒星的诞生，生命的起源等重大的科学问题。而对太阳活动的射电波段观测则会为人类未来的宇宙开发扫除障碍。
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我们如何来研究射电天文学？
射电望远镜主要分为两种：单一镜与干涉仪。前者正如字面意思，就是单独的一台望远镜，而后者则是由多台望远镜（也可以叫天线）组成一个阵列，通过同时对目标天体的观测，利用光波的干涉原理来提高分辨率。我们评价一台望远镜的性能主要看三个参数：视野（单次拍摄天区的尺寸），分辨率（望远镜可以看清楚的最小尺寸），和灵敏度（观测暗弱天体的能力）。单一镜的直径越大，视野反而会变得越狭窄，但是分辨率和灵敏度会越高。与之相仿的，我们如果增加干涉仪阵列中的天线间距，就相当于增加了单一镜的直径，视野会变狭窄，分辨率会变高。而干涉仪的灵敏度则取决于天线的数量，天线数量越多灵敏度也就越高。
进一步来解释上图，用干涉仪来“投机取巧”地获得大口径单一镜的性能相当于是用小天线来做拼图。如像左图中那样摆放5台小型的射电望远镜，合成的图像分辨率和视野就会相当于橙色的大口径单一镜，但是灵敏度会不如单一镜，因为可以用来接收信号的面积还是变小了。但如果我们增加这个阵列中的天线数量（右图），那么这幅拼图就更加完整了，接收信号的面积增加，灵敏度也就提高了。
那么我们如何来合理利用这两种射电望远镜来进行研究呢？也许有的读者已经从前面的描述中意识到，干涉仪的优势仅仅是在于分辨率，只要把天线摆的足够开，分辨率就可以秒杀直径有极限的单一镜，但是视野也会变得极其狭窄。一项合理的策略就是，先利用单一镜进行广域的探查，在其中发现有趣的天体之后再使用干涉仪进行高分辨率的研究。对于小尺寸的天体来说，视野这个参数是不重要的，而灵敏度也可以用曝光时间来弥补，因而最适合干涉仪来进行观测的天体之一就是黑洞了。曾在2019年声名大噪的事件视界望远镜EHT正是一个口径相当于地球的射电干涉仪阵列，角分辨率达到了26-17微角秒（几乎相当于满月直径的一亿分之一）。
直观地来理解单一镜与干涉仪各自的优劣。左图：单一镜可以获得广域的图像，但是比较模糊。右图：干涉仪可以深入研究其中某一区域，获得高分辨率的图像。
也许有的读者还听说过一种叫VLBI（甚长基线干涉测量）的干涉仪，确切地说，VLBI并不特指某一个干涉仪，而是运用于干涉仪的一种技术。普通的干涉仪（左图）需要用电缆，光纤等方式进行联结，这是为了确保对目标的同时观测，同时观测是使光波产生干涉的必要条件。显然这种物理上的联结会限制天线之间的距离，而VLBI技术则是通过高精度的原子钟实现了多个天线无光缆同时观测（右图），将各个天线的数据收集起来之后通过事后回放来实现干涉。VLBI技术大大解放了干涉仪的能力极限，上述的事件视界望远镜EHT就是运用了这种技术实现了全球的同时观测，但这种技术甚至可以继续突破，例如将天线发射到卫星轨道上就能获得一台口径超出地球直径的干涉仪，而如果将天线发射到地日拉格朗日点上就能获得一台口径相当于地球公转轨道直径的干涉仪！不过届时VLBI技术也就更名为SVLBI（空间甚长基线干涉测量）技术了。
小结：射电望远镜主要有两种，单一镜和干涉仪，单一镜适合用于广域的天体搜查，而多台天线组成的干涉仪更适合对特定天体进行高分辨率的研究。VLBI是干涉仪的一种延展技术，帮助干涉仪突破了被光纤束缚的物理极限。
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从野边山到世界的射电望远镜
一个天文台往往会有不止一台望远镜，毕竟选址和配套的基础设施建设也是一笔不小的成本。建立于于1969年的野边山天文台一共有着大大小小99台射电望远镜，目前大部分都已经退役了，只剩下最大的一台45米射电望远镜和8台太阳射电强偏振计还在工作。
建成于1981年的口径45米的毫米波射电望远镜，当时在该波段是世界最大的，站在基座处仰望几乎遮去了半边天空。工作了40年的这台望远镜现在也已经进入了“养老”模式，每年只有在观测条件最好的12月到4月进行观测，而在5月到9月停机维护，10月 到11月则是进行观测前期的准备。停机期间的望远镜镜面始终保持着垂直向上的最稳定的姿势。从这个角度可以看到望远镜的两个控制轴，基座下的轮子控制整个望远镜的转动，上面的支撑梁控制镜面的仰角。
野边山天文台已经退役的6台毫米波干涉仪，每一台的口径为10米，组合后最大口径可以达到600米。干涉仪阵列相对于单一镜射电望远镜的另一个好处是可以根据需求来调整阵列中天线的布局，从而获取不同的视野和分辨率。可以看到天线前面有两条铁轨，就是用来移动这些天线重新布局用的。
同样是日本国立天文台参与建设，位于智利北部阿塔卡马沙漠的阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA）初期的部分技术攻关就是在野边山天文台完成的，从这张ALMA的鸟瞰照片可以更清晰的看到射电望远镜阵列中的天线的移动轨迹。（图片来源：ESO/NAOJ/NRAO）
责任编辑：王雨阳
牧夫新媒体编辑部
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野边山45米射电望远镜与春季银河
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