大口径射电望远镜电磁干扰检测等2项科技成果获科技奖

活动星系核在一个星系中央区有比普通的星系的强烈很多的光度，至少部分波段或甚至可能全部波段里都发出很强的电磁波谱。被观察到的发射覆盖从无线电波，微波，红外线，可见光，紫外线，X射线，到伽马射线。光度大约在1036-1041 J/s之间。容纳活动星系核的宿主星系为活动星系。

近日，中国科学院新疆天文台“活动星系核的射电精细结构和光变观测研究”荣获自治区自然科学奖二等奖。“大口径射电望远镜电磁干扰检测、评估及防护技术研究与工程应用”荣获2020年度自治区科技进步二等奖。

“活动星系核的射电精细结构和光变观测研究”通过申请国际甚长基线干涉网(VLBI)和使用新疆南山26米射电望远镜长达16年的实测数据，进行了活动星系核的射电精细结构和光变观测研究，取得了系列观测研究成果，并建立新疆天文台南山26米射电望远镜连续谱观测和数据处理软件系统。

“大口径射电望远镜电磁干扰检测、评估及防护技术研究与工程应用”提出大型射电望远镜干扰电平限值量化、电磁干扰控制方法及评估流程，及研制开发多场景电磁干扰检测系统等方法，已应用于新疆天文台QTT台址、南山26米射电望远镜等地。

甚长基线干涉测量(简称VLBI)是一种用于射电天文学中的天文干涉测量方法。它允许用多个天文望远镜同时观测一个天体，模拟一个大小相当于望远镜之间最大间隔距离的巨型望远镜的观测效果。

甚长基线干涉测量的基础是时间同步和相位同步。时间同步是两个观测天线的时间一致，相位同步是接收到的频率信号的相位之间一致，实际上也是时间同步。甚长基线干涉测量的原理是把两测站经混频后的信号分别记录在各测站的磁带上(不用公共的时钟，而是各测站有自己的时钟，时标信号也同时记录在磁带上)。观测结束后，再将两测站的磁带送到处理系统, 进行数据回放和相关处理。利用这种办法, 只要能同时看到源，基线的长度就几乎不受限制。

定义一：利用电磁波干涉原理，在多个测站上同步接收河外致密射电源(类星体)发射的无线电信号并对信号进行测站间时间延迟干涉处理以测定测站间相对位置以及从测站到射电源的方向的技术和方法。定义二：

利用甚长基线干涉仪或甚长基线干涉仪阵，进行天体测量和天体物理研究的技术方法。

基线两端的射电望远镜各自以独立的时间标准(氢原子钟等)，同时接收同一个射电源的信号，并记录于磁带上，然后将两磁带的记录一起送入处理机作相关处理，求出两相同信号到达基线两端的时刻之差(简称时延)和相对时延变化率(简称时延率)。

甚长基线干涉测量系统组成

1、甚长基线干涉测量的组成单位为射电望远镜，射电望远镜包含收集无线电波的定向天线、放大电波信息的高灵敏度的接收机、信息记录终端、氢原子钟保证时间同步、处理和显示系统五大部分。一个完整的VLBI系统需要至少两个观测点。

2、数据处理中心。定向天线收集同一天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录和显示的形式，终端设备把信号记录下来，并按特定的要求进行数据回放和处理，然后显示大地测量的延迟和延迟率观测量等。

射电望远镜是指观测和研究来自天体的射电波的基本设备，可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。包括收集射电波的定向天线，放大射电信号的高灵敏度接收机，信息记录﹑处理和显示系统等。经典射电望远镜的基本原理是和光学反射望远镜相似，投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦，因此，射电望远镜天线大多是抛物面。

电磁干扰有传导干扰和辐射干扰两种。传导干扰是指通过导电介质把一个电网络上的信号耦合(干扰)到另一个电网络。辐射干扰是指干扰源通过空间把其信号耦合(干扰)到另一个电网络。在高速PCB及系统设计中，高频信号线、集成电路的引脚、各类接插件等都可能成为具有天线特性的辐射干扰源，能发射电磁波并影响其他系统或本系统内其他子系统的正常工作。

新闻来源：中国科学院新疆天文台

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