天體射電的定標
正文
對天體射電流量密度的校準。天體的射電流量密度表征著天體射電的最基本的特徵。對天體射電各種性質的研究，如頻譜、分布等，都離不開對射電流量密度的準確測量。因此,天體射電定標和射電源的準確定位,對射電天文有很重要的意義。絕對定標和相對定標 按定標方法的性質不同可分為兩類：一是絕對定標，用絕對的方法定出一些標準射電源在各個頻率上的流量密度；一是相對定標，利用已知的標準射電源，用比較方法定出分布範圍更廣、強度範圍更大的次級標準射電源。利用這兩類標準源可測出待測源的流量密度譜。標準源的條件是：角徑小（與天線波束寬度相比），偏振特性已知，頻譜較平坦、較強或強度適中，附近天區背景變化較平緩，在天球上分布較均勻等。利用已定標的射電天體，可為大型天線的校準提供極為便利的條件，這是地面校準源所無法比擬的。事實上，這在目前幾乎是唯一的手段。
點源的定標和面源的定標 按射電源的大小可分為點源定標和面源定標。所謂點源和面源，只是相對於天線的波束寬度而言。
① 點源定標:射電源的角徑遠遠小於天線的波束寬度,設天線有效面積為A，測得的射電源功率為天線溫度TA，則源的流量密度
， (1)
絕對定標是射電流量密度定標的基礎，其中關鍵為測定天線有效面積A（天線增益g）。事實上，相對定標也是利用已知的標準源的射電流量密度來間接地求出天線有效面積。天線增益的測量在無線電工程中也是一個很困難的問題。射電天文技術上常用的方法是用結構簡單的天線（如喇叭天線、振子天線）作標準天線。它們的增益由理論公式計算。但標準天線增益太低，在大多數情況下不足以測量待測的射電源，因而需要用逐步過渡的方法，即將標準天線與較大的天線同時觀測強射電源，用(1)式求出較大天線的增益,然後還可向更大的天線過渡。也有人用傳統的轉台法，或人造黑盤法等來測出天線增益，但精度都不如前述方法。
② 面源定標：對面源（一般指天空一部分,所謂天區）亮溫度的定標也可分為絕對的和相對的兩種。相對測量即測待測天區相對於較暗的參考天區的天線溫度增值，此時天線溫度簡化為：
ΔTA=ηB(堟B)主
式中(堟B)主為天線主瓣立體角內天區的平均亮溫度，ηB為天線主波束效率，對較好的天線約為0.7～0.8，可以用其他方法定出。由此可測得天區相對於參考天區的相對亮溫度。面源的絕對測量除了需要極為精密的實驗手段外，還必須對各項因素作細緻的分析。當天線指向某一天區時，天線溫度中除包括天區本身的輻射外，還包括大氣輻射、天線本身的噪聲、從天線旁瓣和後瓣進入的地面輻射。性能良好的天線可以儘量減少後兩項的影響。在總的天線溫度中扣除了這三項影響，就得到天區的絕對亮溫度。這項工作是極為困難的，例如，當天線指向需要絕對測定的參考天區時，鄰近的亮區可能從天線主瓣外進入更多的輻射。然而，這項工作也極為重要，著名的微波背景輻射的發現，就是它的一項直接的成果。太陽射電定標 太陽射電定標和宇宙射電定標，因二者強度相差懸殊而有些不同，但要解決的基本問題則是一樣的。通常測太陽只需用小天線，而小天線的校準比大天線的校準容易得多。另一方面，由於太陽離地球較近，必須考慮地球軌道為橢圓形而產生的日地距離的變化。太陽射電定標的一致性雖已達到，但因為觀測太陽射電是一項常規任務，所以還有長時期內保持相對測量穩定的問題。
厘米波段、分米波段和米波段定標 天體射電定標在厘米波段和短分米波段已經得到較好的解決。例如，太陽射電的定標可達5％以內的精度，長期穩定性達2％；目前對若干最強射電源（如仙后座A、天鵝座A、金牛座 A等）的絕對定標，通過綜合多種測量的結果可達2％的精度，而相對測量的精度可達5%左右。對面源(天區)的精度約10～20％。但是在米波段由於建立標準天線的困難和天空背景影響的複雜，精度要差得多。由於許多重要的宇宙射電源流量時有變化，同時射電天文使用的波段不斷向長波和短毫米波段擴展，以及經過絕對定標的源還很少等原因，射電定標工作尚需作進一步的努力。
參考書目
H.Tanaka et al.，Absolute Calibration of Solar Radio Flux Density in the Microwave Region,Solar Physics,Vol.29,pp.243～262,1973.
