射电天文谱线接收机终端设备

(频谱仪) 射电望远镜中采用的频谱仪主要有下列四种。

①单通道可调式频谱仪(或称扫频式频谱仪):是早期使用的系统，采用一个中心频率可以移动的窄通带滤波器。随着滤波器中心频率的移动，输入信号中的各频率分量依次通过滤波器，这样便可以得到输入信号的功率谱。

②多通道式频谱仪:是一种经典的系统，目前在毫米波段的谱线接收机中用得较多。这一系统与前者不同之处是，采用了相互并联的n个带通滤波器，滤波器的带宽为△v，各滤波器中心频率的间隔也是△v。测出通过各滤波器的信号功率，便可得到覆盖范围为n△v的功率谱。△v是频率分辨率，它表示谱线接收机分辨频谱细节的能力;n是通道数;n△v为带宽。观测任务不同，所需的分辨率也不同。△v在几千赫到几兆赫范围。通道数n现在可达几百。当△v=1兆赫时，n△v达几百兆赫。

③自相关式频谱仪:在二十世纪六十年代初开始应用。这种系统分辨率高，改变分辨率也方便，故在分米波段和厘米波段得到广泛应用。在采用数字相关器的系统中，信号被取样、数量化与延迟，然后送到乘法器，求出自相关函数后，再用计算机进行傅里叶变换，从而得到信号的功率谱。由于受到运算速度的限制，这一系统带宽在几十兆赫之内。

④声光频谱仪:采用如图所示的装置。一个氦氖激光器发射单色光，通过波束展宽装置照到声光偏转器上。声光偏转器的主体是一块光学介质(如 TeO2晶体、熔石英、玻璃和水等)，在偏转器的一端贴上如铌酸锂(LiNbO3)之类的换能器，而另一端贴上吸收物质(如铅等)。接收机输出的中频信号加到换能器上，换能器将电信号变成机械振动，于是在光学介质中形成疏密波，并以行波方式传播。疏密波引起介质中各部分折射率的变化。光通过这部分介质时产生衍射，形成三个"布拉格效应"。声光频谱仪利用其中两个效应，a.光束偏转。b.光束亮度变化，在一定范围内偏转角与中频频偏成正比，其亮度与该频率上的中频功率也成正比。若在偏转器后的透镜焦平面上放一个光敏二极管阵(PDA)，测出每个二极管接收到的光的强度，便得到输入的中频信号的功率谱。这种频谱仪设备较简单，分辨率可达几十千赫，带宽可超过100兆赫。

一般采用两次或三次变频，有以下特点。

①低的系统噪声温度:谱线接收机接收的射电源的亮温度是很低的，多数在1~10K范围内，所以要用高灵敏度的接收机接收。

②高度稳定的本机振荡器:终端的频谱仪测定的是中频频谱，它与高频频谱之间相差一个本机振荡频率。要提高谱线接收机测定频率的精度，不但要求终端的频谱仪具有高的频率分辨率，也要求本机振荡频率有足够的精度与稳定度(如10-7)。要达到这样高的指标，一般都采用微波锁相技术，而且参考信号由高精度的微波频率综合器提供。

③要求接收系统有宽而平坦的频率响应和稳定的增益。

④为了提高利用率，要求接收机有很宽的调谐带宽，在毫米波段，调谐带宽达几十京赫。

⑤采用波束转换和频率转换:转换是指让两种不同信号交替地通到接收机，进行频谱比较。其中一个信号是待测的，而另一个信号具有平坦的频谱。采用转换技术可以减弱接收机频响不平坦、增益起伏和寄生频谱的影响，从而提高检测谱线的能力。波束转换过程中，天线波束交替地指向"源"与一个具有均匀频谱的参考天区。频率转换过程中，本机振荡频率在两频率间跳动，使谱线信号与一个频谱平坦的频段进行比较。

四十年代开始发展的射电波谱学，已经积累了数以万计的分子微波谱线实验数据，并按它们的频率和强度列表，供射电天文谱线证认查用。由于星际分子射电谱线频率的测量精度较高，又可以排除星际空间罕有的一大批分子的谱线，即使分子云的视向运动引起多普勒频移，观测到的频率仍不易同时和多于一种以上的已知分子谱线的频率重合，不会给证认工作带来太大的困难。一般情况下，有一条精确测定的射电天文谱线就可以可靠地辨别出它属于哪一种分子;在有怀疑的情况下，观测同一分子的另一条射电天文谱线就可作出肯定的证认。另外，由于原子核磁矩产生的能级超精细分裂，或由于不同的同位素原子替代分子中原来的原子而形成的能级移动,都会造成一群相距较近的谱线,它们对证认也会大有帮助。不过，在天体条件下，同一分子源中各条谱线的强度比，往往偏离热动平衡条件下的比值，因此，谱线强度比一般不作为证认的根据，而是用来了解分子源的热动平衡状况。

天文观测中有时会发现一些尚未证认的谱线，在地球实验室已测定的谱线频率表中找不到与之对应的分子。在这种情况下，证认工作就比较困难。虽然可以从原子的宇宙丰度(见元素的丰度)、星际化学、分子结构的理论计算、同位素替代以及谱线的超精细结构等多方面的考虑，作出有相当把握的推断，但是，最终的证认还是要靠地面上的波谱实验，设法测定被证认分子的谱线。在这方面著名的例子是:1970年以后在许多星云中多次观测到一条频率为89.2京赫的强谱线，当时不知道它是什么分子发出的谱线,便取名为"X分子"(X-ogen)。以后有人从天体化学、分子谱线的理论计算，推测它可能来自HCO(甲酰分子离子),后来在星云中又找到同位素C取代的同位素分子HCO的相应微波谱线,因而更有把握认为X分子就是HCO。1975年终于在实验室中利用新技术得到了HCO和HCO的微波谱线，使证认工作得到了肯定的结果。

随着星际分子天文学的迅速发展，发现了更多的未证认的谱线。这些谱线往往有以下情况:一种是有一类分子象某些自由基和分子离子，它们在实验室条件下很不稳定，因而过去无法测定它们的谱线;另一种是有些分子在室温下蒸汽压很低，也不易测定它们的谱线。然而在天体条件下，这些分子却能稳定存在，并发出足够强的谱线。这些谱线的证认，促使气体波谱学实验工作设法制造天文学上感兴趣的分子样品，并精确测定它们的微波谱线。七十年代以来，这方面的工作有较大的进展,例如在天体上首先观测到的氢化偶氮离子N2H和异氰化氢 HNC等分子的微波谱线，后来都在实验室测量成功。在测量毫米波、亚毫米波的谱线以及一些实验室条件下不易激发的谱线方面，也做了不少工作。