天文、深空与月球探测中的电子技术研学报告
听了史教授的精彩报告后，我对射电天文学有了一定的认识，知道了它的广泛应用前景。
射电天文学利用天体在1毫米以上波段的辐射来研究天文现象的学科。以无线电接收设备为观测手段，诞生于30年代初美国无线电工程师央斯基检测长途无线电通讯中的干扰信号时的偶然发现。当时他在贝尔电话实验室研究和寻找干扰无线电波通讯的噪声源，发现除去两种雷电造成的噪声外，还存在着第三种噪声，那是一种很低又很稳定的“哨声”，央斯基对这一噪声进行了一年多的精确测量和周密分析，终于确认这种“哨声”来自地球大气之外，是银河系中心人马座方向发射的一种无线电波辐射（也称为射电辐射）。理论上以近代物理为基础来分析研究天体的物理特性、化学组成和结构演化。
射电天文学是一支新兴的天文学分支，它起步不久就取得了辉煌的成果。60年代的四大天文发现：类星体、脉冲星、星际有机分子和微波背景辐射都是用射电手段观测到的。今天射电天文学仍然在宇宙学、星系演化、恒星物理、探索地外理性生命（SETI）等研究中扮演着重要角色。
雷达和射电天文望远镜的主要特征及区别？
雷达的基本任务是探测感兴趣的目标，测定有关目标的距离、方问、速度等状态参数。
雷达主要由天线、发射机、接收机（包括信号处理机）和显示器等部分组成。雷达发射机产生足够的电磁能量，经过收发转换开关传送给天线。天线将这些电磁能量辐射至大气中，集中在某一个很窄的方向上形成波束，向前传播。电磁波遇到波束内的目标后，将沿着各个方向产生反射，其中的一部分电磁能量反射回雷达的方向，被雷达天线获取。天线获取的能量经过收发转换开关送到接收机，形成雷达的回波信号。由于在传播过程中电磁波会随着传播距离而衰减，雷达回波信号非常微弱，几乎被噪声所淹没。接收机放大微弱的回波信号，经过信号处理机处理，提取出包含在回波中的信息，送到显示器，显示出目标的距离、方向、速度等。
射电望远镜是接收天体射出的无线电波的望远镜，它可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。射电天文学的主要工作有：测定天体的射电辐射强度及其随时间的变化，对天体进行分类；进行扫频和谱线观测确定天体的能谱分布和化学成分；进行成像观测研究天体的形态和物质、能量在空间的分布等。在此基础上，再结合其它波段的观测结果，勾画所研究天体完整的物理图景和演化过程。射电天文的另一项主要工作是对天空中的射电源进行普查，制作射电源星表。天体辐射的电磁波极其微弱，70年来所有射电天文望远镜收集的能量，还翻不动一页书。
射电望远镜由天线和接收系统两大部分组成。巨大的天线是射电望远镜最显著的标志，它的种类很多，有抛物面天线、球面天线、半波偶极子天线、螺旋天线等。最常用的是抛物面天线。天线对射电望远镜来说，就好比是它的眼睛，它的作用相当于光学望远镜中的物镜，它要把微弱的宇宙无线电信号收集起来，然后通过一根特制的管子（波导）把收集到的信号传送到接收机中去放大。接收系统的工作原理和普通收音机差不多，但它具有极高的灵敏度和稳定性。接收系统将信号放大，从噪音中分离出有用的信号，并传给后端的计算机记录下来。记录的结果为许多弯曲的曲线，天文学家分析这些曲线，得到天体送来的各种宇宙信息。
射电望远镜和雷达的工作方式不同，雷达是先发射无线电波再接收物体反射的回波，射电望远镜只是被动地接收天体发射的无线电波。
外差混频和直接检波的主要特征及区别？
外差混频很快而且有很高的分辨率，但是它需要一个附加的本振信号。而且，可测的频率范围受限，测得频谱质量受本振信号质量的强烈影响。直接检波法是直接的，但是它的测量时间较外差混频长了很多，尤其是高分辨率的测量。
基于天线定理，简述天线口径、频率和空间分辨率之间的关系。
射电望远镜通过接收来自遥远天体的电磁辐射信号，分析其强度，频谱和偏振来进行研究。其主要有两个基本指标——分辩率和灵敏度。从光学中，我们知道望远镜的分辩率与波长λ成正比，与望远镜的口径D成反比。电磁波在真空中都是以光速传播，波长与频率成反比，即波长越短，频率越高。由于光学望远镜是工作在波长为微微米的数量级上，而射电望远镜工作在毫米数量级上，之间相差10000倍，那么要达到同样的分辩率，射电望远镜的口径（孔径）就要比光学望远镜大一万倍。好在，由于运用了射电干涉仪，可以用相距很远两地的射电望远镜之间的直线距离代替望远镜的真实孔径。这种技术叫做甚长基线干涉。它可以使有效口径大到几千公里甚至更远，从而大大提高了分辩率，使人们有可能看到天体的精细结构。然而,灵敏度在分辩率提高的同时却降低了。灵敏度取决于射电望远镜的有效面积，天线造的越大，其灵敏度越高。然而由于射电干涉仪的运用，我们用两地望远镜之间的直线（基线）长度来代替真实孔径，却没有增大与其对应的天线的有效面积，从而使射电望远镜灵敏度成倍下降，这也就决定了射电天文学的研究对象——主要是对高能天体观测以及对射电天文谱线的分析。
简述微波辐射计原理及主要应用。
微波辐射计：是利用被动的接收，各个高度传来的温度辐射的微波信号来判断温度曲线.
无线电辐射计是一种无源遥感技术，用它发现有关目标的信息是通过接收黑体辐射的微波粒子（噪声）实现的，该微波粒子直接由周围物体辐射或反射，无线电辐射计是一种灵敏的接收机，专门用以测量这种噪声功率。
我们知道，在温度T的动态平衡中的一个物体，按照普朗克辐射定律辐射能量。在微波范围，此结果归结为P=kTB，这里k是玻耳兹曼常数，B是系统带宽，P是辐射功率。严格地讲，此结果只限于应用在黑体情况，它定义为一个理想的材料，吸收全部能量，没有反射；当它吸收能量时，它同时亦以同样的速度辐射能量，因而保持热平衡。非理想物体只是部分的反射入射能量，所以不像相同温度黑体有那么多辐射功率。在同样温度下，一个物体辐射功率相对于理想黑体辐射功率大小的量度称为辐射率e，定义为：e=P/kTB，这里P是非理想物体的辐射功率，而kTB为理想黑体辐射的功率。因此0﹤e﹤1，而对理想黑体e=1。
噪声功率也可以用等效温度来衡量。用于辐射计时，可定义明亮温度TB为：TB=eT，这里T是物体的物理温度，它表明从无线电辐射观点看，由于0≤e≤1，一个物体总是低于它的实际温度。
下面是微波辐射计的一些典型的应用：
（1）环境应用：沙子潮湿的测量、海洋表面的风速、洪水绘图、大气层温度的轮廓、雪层/冰层的测绘等。
（2）军事应用：目标检测、监视、目标确认、绘图等。
（3）天文学应用：行星绘图、银河星系射电噪声目标的测绘、太阳辐射测绘、宇宙黑体辐射的测量等。
微波频段电磁波传输线有那些种类？并简述主要特征及区别。
我国现用微波分波段代号*
(摘自《微波技术基础》，西电，廖承恩著）
波段代号 标称波长(cm) 频率波长(GHz) 波长范围(cm)
L 22 1-2 30-15
S 10 2-4 15-7.5
C 5 4-8 7.5-3.75
X 3 8-12 3.75-2.5
Ku 2 12-18 2.5-1.67
K 1.25 18-27 1.67-1.11
Ka 0.8 27-40 1.11-0.75
U 0.6 40-60 0.75-0.5
V 0.4 60-80 0.5-0.375
W 0.3 80-100 0.375-0.3
1 双线传输线：由两根平行导线组成，其间距D远小于电磁波波长λ。电磁波能量主要集中在其周围，并沿传输线传播。其中导行电磁波电磁场分布为TEM波模式。因D远小于电磁波波长λ要求，其适用于电磁波波段为由直流直至超短波的米波波段。
2 同轴线：结构为同轴圆柱体，外导体接地。同轴线内外导体间用介质支撑保证内外导体的同轴。外导体起电磁屏蔽作用，故电磁能量局限在内外导体之间。作波导能量传输用的同轴线一般使用在直流至超短波分米波波段。作短距离传输或电磁耦合装置用的同轴线，工作在微波波段。
3 金属空心波导：将同轴线的内导体抽去形成金属空心管作为波导。金属空心波导按其横截面的形状分为矩形波导，圆波导，椭圆波导，脊状波导等，主要适用于微波波段。金属空心波导中导波的模式为TE波，TM波，而不能是TEM波。
此外，由不同宽度的导体夹带介质层的带状线、微带线、涂有介质层的导线、介质杆传输线，都是波导的不同内型，并已在微波技术中的到了应用。
我国的射电天文学
中国射电天文学家积极参加了1993年提出的国际射电LT计划。1997年又提出500米口径主动球反射面望远镜（FAST）的大科学工程建议，预研究工作正在进行。它是世界最大的单口径射电望远镜 ，具有3项自主创新：利用贵州天然的喀斯特洼坑作为台址；洼坑内铺设数千块单元组成500米球冠状主动反射面；采用轻型索拖动机构和并联机器人，实现望远镜接收机的高精度定位。全新的设计思路，加之得天独厚的台址优势，FAST突破了望远镜的百米工程极限，开创了建造巨型射电望远镜的新模式。
FAST作为一个多学科基础研究平台，有能力将中性氢观测延伸至宇宙边缘，观测暗物质和暗能量，寻找第一代天体。能用一年时间发现约7000颗脉冲星，研究极端状态下的物质结构与物理规律；有希望发现奇异星和夸克星物质；发现中子星——黑洞双星，无需依赖模型精确测定黑洞质量；通过精确测定脉冲星到达时间来检测引力波；作为最大的台站加入国际甚长基线网，为天体超精细结构成像；还可能发现高红移的巨脉泽星系，实现银河系外第一个甲醇超脉泽的观测突破；用于搜寻识别可能的星际通讯信号，寻找地外文明等等。
参考文献：
《电磁场与电磁波理论基础》 东南大学出版社 孙国安编
