射电天文接收机(卷名：天文学)
radio astronomical receiver
把射电望远镜天线接收的天体射电信号经过适当的处理，转变成适于记录形式的设备。对于射电信号的处理，一般包括：调制、放大、变频、检波、滤波、定标等，根据不同的观测目的，可以采用其中的一部或全部。有些用于特殊目的的接收机还分别有各自的结构特点。经过接收机处理的射电信号，传送到射电望远镜终端设备显示并记录下来。早期的射电望远镜，终端设备很简单，例如电压表、电流表或自动记录仪，通常也都包括在接收机内。随着射电天文观测技术的发展，观测要求的提高，射电望远镜的终端设备功能逐步扩大，种类日益繁多。不同类型的射电望远镜分别采用了电子计算机、微处理机、磁带录像机、声光调制器、电视或电影摄影机等多种技术，在射电天文方法中已经形成一个与接收机同等重要的技术领域。
主要指标 接收机是射电望远镜的重要组成部分，其性能好坏对整个射电望远镜有重大影响。一般射电天文接收机的性能好坏用以下指标来衡量。①灵敏度：指接收机可以察觉的信号的最小功率变化（见射电天文接收机灵敏度）。②稳定度：指一段时间内(通常取一小时)接收机增益和带宽的相对变化，变化愈小，表示接收机的稳定度愈高。一般每小时要求优于0.01。③可靠性：在长时期工作中，接收机能够正常工作的时间所占的比例，称为可靠性。一般要求大于95％。④其他指标：不同种类的射电接收机，还有其本身特定的技术指标，例如频带宽度、频率响应特性、动态范围、定标精度、频率分辨率、时间分辨率、频率稳定度、相位稳定度以及寄生偏振特性等等。
分类 射电天文接收机种类繁多，目前常用的分类方法大体有三种。一种是按照波段分类，可划分为米波、微波、毫米波和亚毫米波接收机;一种是按照所采用的无线电技术特点分类，可划分为射频调谐式和超外差式接收机，二者又可各划分为直接放大式、调制式、伺服补偿式和相关式接收机等；还有一种是按照观测用途分类，可划分为射电辐射计、射电偏振计、射电频谱仪（见太阳射电动态频谱仪）、谱线接收机（见射电天文谱线接收机）、射电干涉仪接收机、综合孔径接收机（见综合孔径射电望远镜）和脉冲星射电接收机等。在按用途分类的接收机中，用于太阳射电和宇宙射电观测的接收机又各有其特点。
工作原理 最基本的一种射电天文接收机──简单超外差式射电接收机的原理如图。来自天线馈源的以观测频率vS为中心、带宽为△v的射频射电信号，在混频器中与频率为vL的本振信号相混频，变成频率较低的中频信号vI。vI等于vS与vL二者之差，一般取几十到几百兆赫（也有取较高或较低的）。中频信号和原来的射频信号具有相同的频谱形状和强度信息，它在中频放大器中被放大。在多数射电天文接收机中，主要的放大作用是由中频放大器承担的，接收机的频带宽度通常也是由中频放大器的带宽决定的。然后中频信号通过检波器（通常是平方律检波器），检出中频波形的包络。检波器的输出与加在它上面的电压振幅的平方成正比，因此，检波器的输出与加在接收机输入端的信号功率成正比。最后，检波器的输出被积分，或者经过一个低通滤波器滤除高频成分，其输出信号送到记录设备中记录下来。图中还给出了通过接收机每一级的射电信号波形和频谱的变化过程。图中τ为记录仪器的时间常数。
发展趋势 当前射电天文接收机的主要发展趋势，第一是提高灵敏度；第二是扩展波段；第三是研制各种专门用途的接收机。提高灵敏度的关键是降低接收机本身的噪声。1931～1932年央斯基第一个用来发现银河系射电的接收机的灵敏度和现在的相比是很低的。1946年迪克发明了调制式射电天文接收机，灵敏度有了显著提高。五十至六十年代，在射电天文接收机中相继采用了一系列低噪声放大器，包括行波管放大器、参量放大器、量子放大器等，使接收机的灵敏度有了大幅度的提高。现在，在分米和厘米波段使用的行波量子放大器，已使接收机的本机噪声降低到10～20K的量级。七十年代，制成了在毫米波段工作的致冷混频式接收机，使毫米波接收机的本机噪声也有显著降低。射电天文接收机在工作波段方面的发展，大致经历了米波──微波──毫米波几个时期，目前正在向亚毫米波段扩展。四十至五十年代制成了射电辐射计、太阳射电频谱仪、氢谱线接收机、射电偏振计等专门用途的射电天文接收机，以及主要用于相关干涉仪的相关接收机；六十至七十年代制成了甚长基线干涉仪接收机，包括数十甚至数百个相关器以及对相位自动监测校准的综合孔径专用接收机、脉冲星射电接收机和分子谱线接收机等。
参考书目
M.L.Meeks ed.， Methods of Experimental Physics，Vol.12，Part B，C，Academic Press，New York，1976.