揭秘射電望遠鏡——探訪日本野邊山天文臺
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作者：遠山 真理
校對：方園
審閱：牧夫天文校對組 塗天宇
編排：張一帆
後臺：李子琦 胡永葳 李鳴晨
前言
上世紀30年代初，美國貝爾電話公司的一位工程師卡爾·央斯基在他的無線電天線記錄的信號中發現了一些噪聲，其中一些來源於雷雨，而另一些淡淡的嘶嘶聲來歷不明。在幾個月的觀測中，卡爾·央斯基發現這種信號的峰值位於射手座方向，週期剛好是一個恆星日，也就是地球相對於宇宙（而不是太陽）的自轉週期。由此他推斷這是一種來自於我們銀河系中心的信號，這標誌着射電天文學的起步。相較於在公元前2000多年就已經存在的廣義上的天文學，射電天文學是一門非常年輕的學科，僅有不到一百年的歷史。筆者在黃金週假期探訪了位於日本長野縣的野邊山天文臺，這裡又被稱爲是日本射電天文學的聖地，因爲日本後來許多大型的射電項目比如VERA，ALMA都是發跡於此。本文將會結合探訪時的一些見聞來聊一聊射電望遠鏡究竟是怎麼一回事。文中涉及圖片除了筆者實景拍攝以及特別註明以外均來源於日本國立天文臺。
圖1. 野邊山天文臺位於日本長野縣南佐久郡南牧村，幾乎是日本正中央的地方，可以通過公共交通直接到達。這個採用了穹頂設計的野邊山站也是日本鐵道海拔最高的電車站，爲1345.67米。
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我們爲什麼要研究射電天文學？
所謂的射電，是指波長在一毫米以上的電磁波，其中的一部分對地球大氣有良好的透過性，因而多用於通信技術上。這種透過性也爲我們建設地基射電望遠鏡提供了條件。如上圖所示，地球的大氣其實只允許很少的一部分電磁波穿過（棕色塊越高表示大氣對該波長的電磁波吸收率越高），除了我們熟知的可見光波段以外，還有狹窄的幾段從1微米到20微米左右的近紅外和中紅外的窗口，然後就是從1釐米到10米左右的射電波段了。因而人們如果想要研究X射線天文學，就只能發射衛星到大氣圈外面（比如著名的錢德拉X射線衛星），但是光學和射電望遠鏡就可以在地面上建造，這是一個得天獨厚的優勢。
同爲地基觀測，相較於可見光來說，射電觀測的一大優勢在於射電波段受天氣影響小。地基可見光觀測首先必須在晚上才能進行，其次如果是多雲或者下雨那基本就沒戲了。而射電波段就算是在白天我們依然能對深空天體進行觀測，這是因爲：大氣的瑞利散射光與波長的四次方成反比，雖然太陽輻射涵蓋了射電波段，但不會像可見光那樣被散射的到處都是，這也是爲什麼我們看到的天空是藍色的：相較於長波長的紅光，短波長的藍光瑞利散射光強更強，而到了超長波長的射電波段瑞利散射光就可以忽略不計了，所以如果我們能看到射電波段的天空，那就除了太陽以外幾乎都是黑的。並且在射電大部分波段都不會受雲層和降雨影響（試想大家的手機在陰天和下雨天也還是有信號的）（圖片來源：維基百科大氣窗口）
射電波段向我們傳達的信息也與光學波段不相同，上圖左側是哈勃空間望遠鏡拍攝的一個漩渦星系，右側則是野邊山的45米射電望遠鏡與CARMA射電干涉儀拍攝的同一星系。可以看到雖然大致上的結構相同，但是光學照片中明亮的星系核區在射電照片中卻並不那麼明亮，反過來射電照片中最明亮的旋臂部分在光學望遠鏡中看起來是棕色的塵埃帶。這是因爲，通過光學望遠鏡我們拍攝到的主要是星系中已經成型的恆星的光芒，而通過射電望遠鏡我們看到的則是形成恆星的原材料，也就是氣體發出的光。由此，我們可以從兩個維度上來理解這個星系的構成：在星系的中心部分光學明亮而射電暗，說明那裡聚集着大量的恆星，但氣體已經快被消耗殆盡了，旋臂部分光學暗而射電明亮，說明那裡恆星數量還不多，但是還有大量的氣體殘留，依然有新的恆星在那裡形成。
另一方面，大家可能會注意到射電照片的分辨率似乎遠遠低於光學望遠鏡，這是因爲光的波長越長，我們觀測獲得的分辨率就越低（瑞利判據）。爲了彌補射電觀測的這點不足，我們需要增加望遠鏡的尺寸來提高分辨率。然而，儘管野邊山射電望遠鏡的口徑幾乎有哈勃空間望遠鏡的20倍，射電圖像分辨率依然遠遠不如光學。舉個例子來說，如果我們希望一臺工作在毫米波段的射電望具有口徑5釐米的光學望遠鏡的分辨率，它的口徑需要是500米，而如果是工作在十米波段，它的口徑需要是5000千米，相當於地球半徑的80%！因而要想獲得具有科學價值的射電天文數據，射電望遠鏡的口徑要非常大，我們應當慶幸地球的大氣允許我們建造地基射電望遠鏡，否則我們就得想辦法把幾百米的大鍋發上天去了！
宇宙中有許多分子通過電子躍遷發出的光都可以被射電望遠鏡觀測到，它們在光譜上呈現出一個個尖銳的峰頂形狀，我們稱之爲發射線（下圖），比如二氧化硫，一氧化硫，氰化氫，氧化硅，醇類等的有機分子等等都可以通過這種光譜觀測來測定。這些分子有的可以告訴我們恆星是如何形成的，是在什麼樣的環境下形成的，而有的可以幫助我們追溯生命的起源。
除了探索宇宙，射電天文觀測也與我們的生活息息相關。上圖展示了野邊山天文臺太陽攝像儀在17GHz射電波段拍攝到的太陽活動極小期與極大期的圖像。人們現在已經知道太陽大概以11年爲週期活動着，太陽活動一方面會影響地球的氣候（例如有的科學家們就認爲1645年到1715年的全球性寒冷氣候與太陽活動的極小期有關），另一方面太陽活動極大期時頻繁發生的太陽耀斑（右圖）會將太陽大氣的一部分拋射向地球，也就形成了我們所說的太陽風。太陽風裹挾着的帶電粒子會在地球兩極形成美麗的極光，但也會導致停電和通信設備的混亂，以及人工衛星的故障。隨着人類將腳步邁向太空，監測與把握太陽的活動正在變得越來越重要。
小結：我們之所以要研究射電波段的天文學，首先是因爲射電波對於地球大氣具有良好的透過率，這一得天獨厚的條件爲我們在地表建設大型射電望遠鏡提供了可行性，這對於拍攝具有科學價值的射電天文數據尤爲重要。其次，射電觀測可以幫助我們獲取與光學觀測不同維度的信息，通過對宇宙中分子發射線的觀測，我們可以研究恆星的誕生，生命的起源等重大的科學問題。而對太陽活動的射電波段觀測則會爲人類未來的宇宙開發掃除障礙。
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我們如何來研究射電天文學？
射電望遠鏡主要分爲兩種：單一鏡與干涉儀。前者正如字面意思，就是單獨的一臺望遠鏡，而後者則是由多臺望遠鏡（也可以叫天線）組成一個陣列，通過同時對目標天體的觀測，利用光波的干涉原理來提高分辨率。我們評價一臺望遠鏡的性能主要看三個參數：視野（單次拍攝天區的尺寸），分辨率（望遠鏡可以看清楚的最小尺寸），和靈敏度（觀測闇弱天體的能力）。單一鏡的直徑越大，視野反而會變得越狹窄，但是分辨率和靈敏度會越高。與之相仿的，我們如果增加干涉儀陣列中的天線間距，就相當於增加了單一鏡的直徑，視野會變狹窄，分辨率會變高。而干涉儀的靈敏度則取決於天線的數量，天線數量越多靈敏度也就越高。
進一步來解釋上圖，用干涉儀來“投機取巧”地獲得大口徑單一鏡的性能相當於是用小天線來做拼圖。如像左圖中那樣擺放5臺小型的射電望遠鏡，合成的圖像分辨率和視野就會相當於橙色的大口徑單一鏡，但是靈敏度會不如單一鏡，因爲可以用來接收信號的面積還是變小了。但如果我們增加這個陣列中的天線數量（右圖），那麼這幅拼圖就更加完整了，接收信號的面積增加，靈敏度也就提高了。
那麼我們如何來合理利用這兩種射電望遠鏡來進行研究呢？也許有的讀者已經從前面的描述中意識到，干涉儀的優勢僅僅是在於分辨率，只要把天線擺的足夠開，分辨率就可以秒殺直徑有極限的單一鏡，但是視野也會變得極其狹窄。一項合理的策略就是，先利用單一鏡進行廣域的探查，在其中發現有趣的天體之後再使用干涉儀進行高分辨率的研究。對於小尺寸的天體來說，視野這個參數是不重要的，而靈敏度也可以用曝光時間來彌補，因而最適合干涉儀來進行觀測的天體之一就是黑洞了。曾在2019年聲名大噪的事件視界望遠鏡EHT正是一個口徑相當於地球的射電干涉儀陣列，角分辨率達到了26-17微角秒（幾乎相當於滿月直徑的一億分之一）。
直觀地來理解單一鏡與干涉儀各自的優劣。左圖：單一鏡可以獲得廣域的圖像，但是比較模糊。右圖：干涉儀可以深入研究其中某一區域，獲得高分辨率的圖像。
也許有的讀者還聽說過一種叫VLBI（甚長基線干涉測量）的干涉儀，確切地說，VLBI並不特指某一個干涉儀，而是運用於干涉儀的一種技術。普通的干涉儀（左圖）需要用電纜，光纖等方式進行聯結，這是爲了確保對目標的同時觀測，同時觀測是使光波產生干涉的必要條件。顯然這種物理上的聯結會限制天線之間的距離，而VLBI技術則是通過高精度的原子鐘實現了多個天線無光纜同時觀測（右圖），將各個天線的數據收集起來之後通過事後回放來實現干涉。VLBI技術大大解放了干涉儀的能力極限，上述的事件視界望遠鏡EHT就是運用了這種技術實現了全球的同時觀測，但這種技術甚至可以繼續突破，例如將天線發射到衛星軌道上就能獲得一臺口徑超出地球直徑的干涉儀，而如果將天線發射到地日拉格朗日點上就能獲得一臺口徑相當於地球公轉軌道直徑的干涉儀！不過屆時VLBI技術也就更名爲SVLBI（空間甚長基線干涉測量）技術了。
小結：射電望遠鏡主要有兩種，單一鏡和干涉儀，單一鏡適合用於廣域的天體搜查，而多臺天線組成的干涉儀更適合對特定天體進行高分辨率的研究。VLBI是干涉儀的一種延展技術，幫助干涉儀突破了被光纖束縛的物理極限。
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從野邊山到世界的射電望遠鏡
一個天文臺往往會有不止一臺望遠鏡，畢竟選址和配套的基礎設施建設也是一筆不小的成本。建立於於1969年的野邊山天文臺一共有着大大小小99臺射電望遠鏡，目前大部分都已經退役了，只剩下最大的一臺45米射電望遠鏡和8臺太陽射電強偏振計還在工作。
建成於1981年的口徑45米的毫米波射電望遠鏡，當時在該波段是世界最大的，站在基座處仰望幾乎遮去了半邊天空。工作了40年的這臺望遠鏡現在也已經進入了“養老”模式，每年只有在觀測條件最好的12月到4月進行觀測，而在5月到9月停機維護，10月 到11月則是進行觀測前期的準備。停機期間的望遠鏡鏡面始終保持着垂直向上的最穩定的姿勢。從這個角度可以看到望遠鏡的兩個控制軸，基座下的輪子控制整個望遠鏡的轉動，上面的支撐樑控制鏡面的仰角。
野邊山天文臺已經退役的6臺毫米波干涉儀，每一臺的口徑爲10米，組合後最大口徑可以達到600米。干涉儀陣列相對於單一鏡射電望遠鏡的另一個好處是可以根據需求來調整陣列中天線的佈局，從而獲取不同的視野和分辨率。可以看到天線前面有兩條鐵軌，就是用來移動這些天線重新佈局用的。
同樣是日本國立天文臺參與建設，位於智利北部阿塔卡馬沙漠的阿塔卡馬大型毫米波/亞毫米波陣列（ALMA）初期的部分技術攻關就是在野邊山天文臺完成的，從這張ALMA的鳥瞰照片可以更清晰的看到射電望遠鏡陣列中的天線的移動軌跡。（圖片來源：ESO/NAOJ/NRAO）
責任編輯：王雨陽
牧夫新媒體編輯部
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野邊山45米射電望遠鏡與春季銀河
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