分辨率有空间上的和时间上的。空间分辨率的提高是为了分辨出二客体之间的最小夹角，以便揭示天体发出辐射的部位的真象细节。望远镜的分辨率的高低和镜面的直径大小成正比，即口径越大，分辨率越高，能分辨的角越小。在地基天文台，因受地球大气扰动的限制，若不采用特殊措施，可分辨的最小角约是0.1角秒。所以，地面光学天体测量的精度低于0.01角秒。望远镜的分辨率还和天体辐射的波长有关。在既定的望远镜口径的条件下，所用的波长越长，分辨率越低。光学天文的波段范围是0.4～0.8微米，而射电天文则是1毫米到米。后者比前者大了4～7个量级。20世纪50年代，射电天文成长之初，射电望远镜的分辨率仅有1度，远远低于肉眼的本领。当前，最大的可转动式的单天线射电望远镜是德国的口径100米的抛物面，最大的固定式的是美国的304米射电望远镜。然而，这样的庞然大物的角分辨率都低于小型光学望远镜。20世纪50年代末，英国天文学家赖尔发明了综合孔径技术，利用干涉原理，使分辨本领的提高，取得了突破性的进展。1972年问世的英国剑桥5千米综合孔径射电望远镜的分辨率高于1角秒。20世纪80年代，英国的多元射电联网干涉仪MERLIN的100千米基线天线阵的分辨率达到0.1角秒，比50年代提高了10000倍。1981年，美国建成的由27面25米直径的抛射物天线组成的甚大射电阵VLA；l984年落成的北京天文台由28面9米直径抛物面干涉仪；印度正在兴建，但已部分投入观天的基线长25千米、由36面45米直径的天线组成的巨型阵，均是综合孔径技术应用的范例。80年代中期兴起的甚长基线干涉测量技术VLBI，更使射电天文的分辨率提高到0.001角秒，即1毫角秒，比地基光学望远镜的分辨本领高出百倍，用之探测距离几十亿光年外的星系和其他类型的河外天体，可分解几十光年大小的结构细节。90年代，美国正在布署甚长基线阵VLBA，已能提供0.0001角秒，即100微角秒的分辨本领，比VLBI又提高1个量级。 

时间分辨率的提高则是为了揭示天体上发生的快速变化。直到本世纪上半叶，除了从事时间服务的天体测量学家关心精确时间的测定，研究天体物理现象和过程的天文学家多先验地认为对于演化时间尺度以百万年计的恒星和星系，时间分辨率的高低不是影响大局的问题。甚至对于密近双星的轨道周期测定，一般均认为，以秒为计的时间分辨率和精度，已足够了。然而，当60年代将时间计量的新技术引进天体物理观测之后，揭示了出乎意料的新天象，做出了惊人的大发现。1967年，英国天文学家休伊什和贝尔用射电望远镜在3.7米波段，研究行星际闪烁，不期而遇地发现脉冲周期为1.337秒的狐狸脉冲星PSR1919+21。随后，又发现了一批，例如，脉冲周期0.033秒的蟹状星云脉冲星、脉冲周期0.089秒的船帆脉冲星。如今，已编入脉冲星总表的超过500个。这就是提高了时间分辨率之后，才得以探测到的恒星世界中处在演化终端的一个星族的一个范例。当时间分辨率进一步提高后，又发现了一小批脉冲周期以毫秒计的毫秒级脉冲星。北京天文台由于采用了时间计量新技术，在80年代，在厘米波段，在太阳微波爆发时，记录到毫秒级尖峰脉冲群辐射现象。 

作者：李佩珊 许良英 主编 

出处：《20世纪科学技术简史》（科学出版社1999年第二版） 

授权方：科学出版社