综合孔径射电望远镜(卷名：天文学)
aperture synthesis radiotelescope
一种分辨率和灵敏度都很高、能够成像、适合于观测不变的射电源的射电望远镜（图1）。
这种望远镜的天线总接收面积大，而又能避免大型连续孔径射电望远镜制造中的一系列困难。它的研制成功在射电天文观测技术的发展中是一项重大的突破。最先研究这项技术的英国射电天文学家赖尔因此获得了1974年诺贝尔物理学奖金。由于衍射效应，光学望远镜的分辨本领受望远镜孔径的限制，分辨率近似等于工作波长λ与孔径D的比值。射电天文使用的无线电波波长比光学望远镜使用的要长1万倍至1亿倍，如要得到同样的分辨率，射电望远镜的天线孔径就要比光学望远镜的口径大同样的倍数。现在世界上最大的全可转射电望远镜的孔径也仅比最原始的光学望远镜的口径大几千倍，离上述要求甚远。另外，光学方法能够比较容易地成像；而对无线电方法来说，由于接收技术的关系，不能像照相底片那样一下子照出相片来，而必须把射电望远镜的方向束对所研究的天区一点一点地顺序扫描。
二十世纪上半叶，结晶学家探讨了一种理论，可用间接方法获得图像。五十年代初，英国剑桥大学卡文迪许实验室的射电天文学家赖尔等人，把这种理论发展成射电天文中的综合孔径技术。我们知道，任何一幅图像都可以分解成许多亮度分布的正弦和余弦成分；反之，如果知道了这些正弦和余弦成分，就可以合成原来的图像。综合孔径望远镜就是利用这种原理工作的。实际的做法如图2所示，
为了代替图1中的大天线构成的望远镜，可以使用两面小天线：A为参考天线固定不动，B可以移动。把两面天线的信号接到一处，形成双天线射电干涉仪，记录下它们的相关信息，从这种相关输出的振幅和相位中就可得到亮度分布的正、余弦成分。这样，把天线B逐次放到大圆面的各个位置上（实际上只要放在半个大圆面的各个位置上就已足够，因为图中AB'的观测结果，可以很容易地从AB的结果推出）。重复上述测量，就可以得到这个大圆“取样面”上所有方向和距离上的相关信号的振幅和相位的一组数据。对这组数据进行傅里叶变换的数学处理，便得到被观测天区的射电天图。被观测天区的范围，取决于各单面天线的视场（由单面天线的波束宽度决定），而分辨率则取决于取样大圆面的直径。用两面小天线综合出一张图所花费的时间太多，技术上也存在一定的困难（如相位校准）。实际上大部分观测都采用多天线系统。例如，澳大利亚悉尼的射电天文学家最近创造出用60余面天线同时观测的综合系统。他们使用多天线排列，两两相关，同时得到大量信息，半天就能获得一张图像。设想我们从天上北极星的位置看地球上东西排列的天线阵，随着地球自转，它刚好一昼夜扫过一个圆。就是说地面上固定不动的天线阵，利用地球自转也能获得一个圆面上许多天线的观测效果。这种方法称为地球自转综合。它的优点是在综合观测中不需要天线布满圆面或在圆面上移动天线。它的缺点是，单就天线阵而言，对天空中不同方向上射电源的观测效果不一样。例如，上述东西排列的天线阵，在天赤道上看来，在地球自转过程中只有长度的变化，构不成一个平面。为克服这个缺点，可同时在几个方向上排列天线。目前大部分综合孔径望远镜系统，除固定的天线外，一般有一两个或一系列可动的天线，以排列所需要的天线阵。这种既改变排列距离、又作地球自转综合的双重综合，在时称为超综合。
现在世界上的大中型综合孔径射电望远镜，一部分是由其他型式的干涉仪改成综合孔径。许多大天线配合一些小天线，兼作综合工作，或者由远处各地的数面大天线构成甚长基线干涉仪，作一些粗略的综合工作。正在建造中的最大的综合孔径射电望远镜是美国国立射电天文台的甚大天线阵(VLA)，由27面直径25米的天线组成，Y形排列，每臂长21公里，厘米波段最高分辨率可达角秒量级，与地面上光学望远镜的实际分辨率相当，成像时间为8小时。