现代天文仪器之十一：射电干涉仪与综合孔径望远镜
《多波束接收系统》一文中提到过，在射电天文学上，单天线成像只能依靠扫描。固然近年发展出的多波束接收系统可以大大提高效率，但终究也是出现时间过晚，麻烦多多，何况单天线还受波长导致的分辨率限制。射电干涉技术则可以突破单天线的种种缺陷，因而发挥了愈加重要的作用。
射电天文学的兴起与二战期间的雷达研究密不可分。出身于该领域的Joseph Lade Pawsey（右图）受战时接触的无线电干扰报告启发，自1944年起对太阳进行射电观测。1946年，他根据反射原理让高处的天线接收来自太阳和海水反射的信号，建成了第一架射电干涉仪并确认了地球无线电干扰和黑子活动的联系，宣告了射电干涉观测的开端，这也是日后澳大利亚致密阵和野边山日像仪等大型设备的工作基础。BTW，日冕的高温也是Pawsey的小组率先发现的。
射电干涉仪利用的是辐射在不同天线之间的程差导致的各接收信号之间的相位差，随着地球的自转，天体相对某天线的入射方向会发生变化，程差和相位差也随之变化，将各束信号送入接收机，不论是进行相加还是相关（相乘），输出结果当程差为波长整数倍时会增强，半波长奇数倍时减弱，于是产生周期性变化的图样，形成干涉条纹。根据干涉仪的功率方向图表达式可以推出，干涉仪的口径相当于天线之间的距离（基线长度）。为了减少功率方向图中的干涉瓣，可以增加天线的数目，这也是干涉仪阵列往往由很多天线组成的原因。
随着对分辨率的需求不断提高，干涉仪的基线长度也不断增加。甚长基线干涉仪（VLBI）的原理与普通的干涉仪完全相同，只是为了减少由于远距离传输引入的随机相位差，各天线往往单独配备原子钟（用于保持各天线彼此相位关系一致）和记录设备，独立观测完毕后再进行集中的数据处理。其中的典型代表是甚长基线射电望远镜阵（VLBA）和欧洲VLBI网（EVN），前者由10架遍布美国本土和海外属地的25米望远镜组成，最长的基线长度超过8600千米；后者由欧、亚、非三大洲18架不同口径的天线参与，每年拨出数次专门的时间用于联合观测。由此的发展极至自然是将整个地球的直径作为等效天线口径，如7大洲40余架射电天线参与合作的国际VLBI网，主要成员分属VLBA和EVN，曾为建立以河外源为基础的参考系立下了汗马功劳。
国际VLBI网络分布图。（图片提供：GDDIS/NASA）
更进一步是将基线延伸到太空，组成太空VLBI网。对此亦有过尝试，如1997年发射、2005年退役的HALCA，在倾角31度的椭圆轨道上运行，远地点高度达21375千米。HALCA依靠8米口径的网状反射面接收信号，负有重要的试验任务，测试了大型天线的展开、精密指向控制、在轨接收机和宽带传输设备等关键技术，观测目标则主要集中在了河外射电源方面。HALCA的后继者是ASTRO-G，预计在2010年之后发射。
HALCA。（图片提供：JAXA）
但是传统射电干涉仪的问题是，虽然沿基线方向分辨率可以做到非常之高，另一个方向却只有单天线的分辨率，因此不适合展源的成象观测。如果使用简单的十字形天线阵，固然能克服一维分辨率的缺陷，却会让功率方向图的各瓣发生混淆，难以得到真实的图象。综合孔径就是在干涉仪的基础上，利用傅里叶变换原理正确成象的方法。
说来综合孔径也是一项获得诺贝尔奖的技术。发明者马丁·赖尔爵士（左图）亦是研究雷达出身，二战后成了射电天文学的奠基性人物之一，并由于1950年代设计的综合孔径望远镜荣获1974年的诺贝尔物理学奖。
原则上说，只要满足狄利克雷收敛定理的条件，任何函数都可以用不同频率的三角函数之和来表示。如果将变量取为空间角度，得到的傅里叶级数各项分别表示源亮度在不同方向、不同空间频率上的成分。根据干涉原理，空间频率直接取决于基线长度，方向取决于基线方向，因此使用不同基线观测同一个源，每条基线测出某方向、某频率上的一个成分，将其综合起来，原则上可以反推出源的亮度分布，也就是等于进行了成象观测。吴鑫基先生的评论是，此项技术相当于“化整为零”，倒是十分的贴切。
关于选取不同的基线方向，可以不同位置排布天线（固定式或可移动式），也可以充分利用地球的自转来改变有效基线长度和方向，增加基线的数目，这是地球自转孔径综合技术。但由此带来的问题是，完整观测所需的时间相当长，就算考虑对称性，一次往往也需要12个小时左右，故而难以观测光变迅速的源。
地球自转孔径综合技术示意。（图片来源：Answers.com）
乍听起来原理并不算复杂，但自赖尔在1952年提出该技术并于1954年由同事造出原形试验设备以来，综合孔径望远镜的发展一度比较缓慢。其中的重要原因并非在于天文界的忽视，而是关乎计算机性能——傅里叶变换耗时耗力，因此直到60年代性能较好的计算机出现后，综合孔径技术才得以普遍应用。这与自适应光学的发展倒是颇为类似，虽然时间间隔没有那么漫长。
在综合孔径望远镜发展初期，最出名的成果当属1960年代的剑桥射电巡天。而1971年落成的剑桥大学5千米基线望远镜更是达到了主流光学望远镜的分辨率，还首次揭示了星系核的结构，充分展示了这一技术的威力。
由4架固定式天线和4架移动式天线组成的剑桥大学5千米基线望远镜。（图片提供：JBO）
当前最为著名的综合孔径望远镜当属美国新墨西哥州的甚大天线阵了。该阵列落成于1980年，建造工作花费了整整7个年头，最初由27面25米天线组成Y字形，三臂分别长21、21和19千米，有4种组合位形（每4个月更换一次）和351条基线，相当于口径36千米的单天线。它曾发现过水星上的水冰、射电明亮的星冕、微类星体、爱因斯坦环和伽玛暴的射电余辉，也曾用于星际通信。
月色下的甚大阵。（图片提供：NRAO/AUI）
澳大利亚、荷兰、加拿大、印度等国也各自建立了综合孔径望远镜。王绶琯院士在密云主持建造的米波阵列亦属综合孔径望远镜之列。而VLBI的兴起又进一步促进了综合孔径技术的发展。
话说回来，野边山日像仪是由两臂组成的，但其官方主页只称其为“Interferometer”，不知道究竟算不算是综合孔径望远镜，还是只是十字形干涉仪。去年在COSPAR蹭会的时候真该抓住偶遇的那位faculty问到底的……
综合孔径也没有和射电天文的根源——雷达技术脱离干系。运用同样原理的综合孔径雷达可以获得质量相当高的图象，可用于高精度侦察和测绘。同时，光学观测也开始采用综合孔径技术提高分辨率，如欧洲南方天文台的甚大望远镜阵列，只是当下的规模没有做到主流综合孔径射电望远镜那么大而已。
参考资料：
[1] Pawsey, Joseph Lade (Joe) (1908 - 1962)
[2] 《诺贝尔奖百年鉴·宇宙佳音》，吴鑫基、温学诗 著
[3] 《实测天体物理学》，黄佑然、许敖敖、唐玉华、宣焕灿、秦志海 著
[4] The Quest for High Resolution
[5] NRAO Very Large Array
[6] VLBI Summary
[7] HALCA: Space VLBI
