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劍橋干涉儀
鎖定
- 中文名
- 劍橋干涉儀
- 外文名
- Cambridge Interferometer
- 領 域
- 光學
劍橋干涉儀簡介
劍橋干涉儀是由馬丁·賴爾和安東尼·休伊什在1950年代早期於劍橋西區（在現在的格蘭奇道足球場與卡文迪許實驗室之間）建造的干涉儀電波望遠鏡。這個干涉儀是包含4個固定元件的巡天陣列，它產生了兩份劍橋的無線電原目錄（以81.5MHz編制的2C無線電源表，和以159MHz編制的3C無線電源表。建築在45MHz-214MHz，使用2個元件的長麥克遜干涉儀），發現一些最有趣且有名的天體。這架望遠鏡由劍橋大學的電波天文小組操作。
劍橋干涉儀射電望遠鏡
射電望遠鏡（英語：Radio telescope）是一個專門的天線和無線電接收機，在射電天文學用來接收天空中從天文射電源的無線電波。射電望遠鏡的外形差別很大，有固定在地面的單一口徑的球面射電望遠鏡，有能夠全方位轉動的類似衞星接收天線的射電望遠鏡，有射電望遠鏡陣列，還有金屬桿製成的射電望遠鏡。
1931年，美國貝爾實驗室的央斯基用天線陣接收到了來自銀河系中心的無線電波。隨後美國人格羅特·雷伯在自家的後院建造了一架口徑9.5米的天線，並在1939年接收到了來自銀河系中心的無線電波，並且根據觀測結果繪製了第一張射電天圖。射電天文學從此誕生。雷伯使用的那架天線是世界上第一架專門用於天文觀測的射電望遠鏡。
天文望遠鏡的極限分辨率取決於望遠鏡的口徑和觀測所用的波長。口徑越大，波長越短，分辨率越高。由於無線電波的波長要遠遠大於可見光的波長，因此射電望遠鏡的分辨本領遠遠低於相同口徑的光學望遠鏡，而射電望遠鏡的天線又不能無限做大。這在射電天文學誕生的初期嚴重阻礙了射電望遠鏡的發展。
1962年，英國劍橋大學卡文迪許實驗室的馬丁·賴爾（Ryle）利用干涉的原理，發明了綜合孔徑射電望遠鏡，大大提高了射電望遠鏡的分辨率。其基本原理是：用相隔兩地的兩架射電望遠鏡接收同一天體的無線電波，兩束波進行干涉，其等效分辨率最高可以等同於一架口徑相當於兩地之間距離的單口徑射電望遠鏡。賴爾因為此項發明獲得1974年諾貝爾物理學獎。
[1]
劍橋干涉儀著名射電望遠鏡
- 阿塔卡瑪大型毫米波天線陣。（ALMA）
- 位於格陵蘭的格陵蘭望遠鏡次毫米波特長基線干涉儀。
- 日本的VSOP，利用日本HALCA衞星攜帶的8米射電望遠鏡與地面上的射電望遠鏡組成干涉儀。
- 德國的埃菲爾斯伯格射電望遠鏡，口徑100米。
- 位於美國西弗吉尼亞州坡卡洪塔縣綠岸的綠堤望遠鏡，天線尺寸為100米x110米。
- 中國上海佘山天文台的65米射電望遠鏡。
- 中國北京市密雲縣密雲水庫北岸國家天文台，50米口徑射電望遠鏡。
- 中國貴州省平塘縣克度鎮大窩氹窪地的500米口徑球面射電望遠鏡（FAST）
- 日本野邊山宇宙電波觀測所的45米射電望遠鏡和野邊山毫米波陣列。
- 位於法國南賽Nançay觀測站，1964年建成。
- 籌建中的平方千米陣。（SKA） [2]
劍橋干涉儀參閲
- Astropulse
- 舒曼波
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