甚长基线干涉测量（用于射电天文学中的测量方法）
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更新时间：2023-05-16
甚长基线干涉测量
用于射电天文学中的测量方法
基本信息
| 中文名 | 甚长基线干涉测量 |
| 外文名 | very long baseline interferometry |
| 提出时间 | 1931年 |
发展历史
技术内容
测量原理
原理图示
观测方程
设被观测的射电源方向(赤纬δ，赤经λ)已知，在地心直角坐标系中，该两面射电望远镜位置间的坐标差(,,)同观测量间的基本观测方程为：
c+ωcosδ(sinλ-cosλ)+ =-cosδcosλ-cosδsinλ-sinδz+c(+t)，其中c是光速；左端第二项是自转项，ω是自转角速度，、用适当近似值代入计算；是观测误差;+t代表时延中来自仪器的部分。上式假设所有必须的改正均已作过，包括极移、周日极移、岁差、章动、传播介质、测站、和海潮负荷等。否则，在观测方程式中须有相应的待定参数。
时延的观测精度很高，已达到 0.1毫秒，相应的距离是3厘米。而且这种方法是纯几何性的测量，基本不涉及，测量的距离也只受地球自身的限制。所以，这种技术可以以厘米级的精度对全球进行测量。被观测的射电源是银河系以外的类星体，距离极远，它们的自行每年不大于0.0001″，射电源位置的精度已优于0.01″，还可更高，以此为参考的坐标系是很稳定的，是迄今为止可以利用的最好的惯性参考系。此外，这种技术测量速度快，几天或几小时的观测就可得出满意的结果。观测完全不受气象条件的限制，可全天候工作。所有这些，使它必将成为地球测量、地球动态测量和天体测量的特别有力的手段。
误差改正
理论延迟和延迟率
为了用最小二乘法进行地球动力学参数的计算，需要计算理论延迟和延迟率。理论延迟和延迟率计算是一个比较复杂的过程，它除了计算几何延迟和延迟率之外，还需要计算各项附加延迟和延迟率改正量，如大气延迟和延迟率等。另外，由于测站位置受到上面提到的地球固体潮、海潮载荷和大气载荷等影响而随时间变化，所以计算不同时刻的理论延迟和延迟率时，也必须加以相应的改正。
操作规范
测量方式
1、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。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不大于λ/16～λ/10，该望远镜一般就能在波长大于λ的射电波段上有效地工作。
3、从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波，必须达到一定的功率电平，才能为接收机所检测。检测技术水平要求最弱的电平一般应达 10 ~20W。射频信号功率首先在焦点处放大10～1000倍，并变换成较低频率(中频)，然后由电缆将其传送至控制室，进一步放大、检波，最后以适于特定研究的方式进行记录、处理和显示。
实际应用
应用学科
地质学
由于甚长基线干涉测量法具有很高的测量精度，所以用这种方法进行射电源的精确定位，测量数千公里范围内基线距离和方向的变化，对于建立以河外射电源为基准的惯性参考系，研究地球板块运动和地壳的形变，以及揭示极移和世界时的短周期变化规律等都具有重大意义。
天体物理学
在天体物理学方面，由于采用了独立本振和事后处理系统，基线加长不再受到限制，这就可以跨洲越洋，充分利用地球所提供的上万公里的基线距离，使干涉仪获得万分之几角秒的超高分辨率。而且，随着地球的自转，基线向量在波前平面上的投影，通常会扫描出一个椭圆来。这样，在一天内对某个射电源进行跟踪观测的干涉仪，就可以获得各个不同方向的超高分辨率测量数据。依据多副长基线干涉仪跟踪观测得到的相关幅度，应用模型拟合方法，便可得到关于射电源亮度分布的结构图。地球大气对天体射电信号产生的随机相位起伏，带来了干涉条纹相位的测量误差。这和其他一些的误差来源一道，限制了甚长基线干涉测量法的应用。若在三条基线上对射电源进行跟踪观测，则由三个条纹相位之和所形成的闭合相位，基本上可以消去大气和时钟误差的随机效应。用这种闭合相位参与运算，可以达到较好的模型拟合，从而减小结构图的误差。
具体用途
观测卫星
中国科学院的VLBI网是测轨系统的一个分系统，它由北京、上海、昆明和乌鲁木齐的四个望远镜以及位于上海的天文台的数据处理中心组成。这样一个网所构成的望远镜分辨率相当于口径为3000多公里的巨大的综合望远镜，测角精度可以达到百分之几角秒，甚至更高。
VLBI测轨分系统的具体任务是获得卫星的VLBI测量数据，包括时延、延迟率和卫星的角位置，并参与轨道的确定和预报。具体的任务，比如说完成卫星在24小时、48小时周期的调相轨道段的测轨任务。完成卫星在地月转移轨道段、月球捕获轨道段以及环月轨道段的测轨任务。并且还要参加调相轨道、地月转移轨道、月球捕获轨道段的准实时轨道的确定和预报。
VLBI测轨分系统从2007年10月27日起，即卫星24小时的调相轨道段的第一天正式实施对嫦娥一号卫星的测量任务。如今已经完成了24小时、48小时调相轨道、地月转移轨道段和月球捕获轨道段的第一天总共十天的测量任务。
VLBI分系统的各测站数据处理中心设备工作正常，VLBI测量数据及时传输到北京的航天飞控中心，数据资料很好，满足了工程的要求，为嫦娥一号卫星的精确定轨作出了贡献。
观测黑洞
2015年1月13日，在德国马普射电天文研究所（MPIfR）天文学家的努力下阿塔卡玛探险者实验（APEX）与阿塔卡玛大型毫米波天线阵（ALMA）成功联合观测，组成一个2.08公里的虚拟望远镜，与7000公里外的南极望远镜（SPT）进行了连接。它们通过甚长基线干涉技术（VLBI）连接在一起。更大的望远镜可以进行更敏锐的观测，而干涉可以让多个相距遥远额望远镜像一个望远镜一样工作，并且其尺度与望远镜之间的距离——也被称为“基线”——一样大。使用VLBI，可以通过尽可能增大望远镜的间隔而得到更清晰的观测结果。
联合望远镜最先指向了两个已知的黑洞——一个是银河系的人马座A*，另一个位于1000万光年以外的半人马A星系中。这项观测中，智利的APEX望远镜与相距7000公里的南极SPT进行了连接，其分辨率比以往所有对南半球天空的观测都要高。
甚长基线干涉技术使得科学家能够将多座位于世界各地的射电望远镜联网，建立起一座更大的虚拟望远镜，观测能力更加强大。有了这个巨大的望远镜后，科学家就能够对银河系中央的黑洞进行观测，该黑洞被命名为人马座A*，有望观测到黑洞周围出现的亮环。
相关组织
IVS: International VLBI Service for Geodesy and Astrometry（应用于测地和天测的国际VLBI服务）的缩写，为全球性的VLBI应用于天体测量和地球动力学方面的合作组织，开展VLBI观测、数据处理及技术发展的国际合作并提供服务。
EVN：European VLBI Network（欧洲VLBI网）的缩写。它首先由欧洲国家发起成立的VLBI组织。自1994年起，中国的上海和乌鲁木齐VLBI站也参加了该组织，所以实质上为欧亚VLBI网。EVN提供天体物理及某些天体测量课题的观测及进行VLBI技术发展的国际合作。
APT：Asia-Pacific Telescope（亚太射电望远镜）的缩写，它由亚太地区VLBI组织或者台站组成，每年不定期地组织天文学和地球动力学方面的VLBI观测，并组织学术交流。
CORE：Continuous Observation Rotation of Earth（地球自转连续观测）的缩写，它为美国NASA的一项研究计划，由美国NASA的GSFC主持，全球大多数具有天测/测地能力的VLBI台站参加了该项计划。其主要科学目的就是用VLBI技术高精度连续测量地球自转参数；同时，也为天球参考系、地球参考系的建立和维持及现代板块运动观测提供高精度的数据。
VSOP：VLBI Space Observatory Program（VLBI空间观测站计划）的缩写。它为日本文部省宇宙科学研究所主持的一项空间VLBI计划，它将一台等效口径8m的天线发射至地球卫星轨道上，构成了一个空间VLBI站，其远地点为2万余km。全球大多数地面VLBI站均参加了该项计划的空地VLBI观测，所以它也形成了一项全球性的VLBI合作计划。
技术评价
特点优势
3、为了确定VLBI测站的地心坐标，通常是在一个测站上同时进行VLBI和激光测卫（Satellite Laser Ranging，SLR）观测，即并置观测，利用SLR技术所测得的地心坐标为基准，进而推算出其他VLBI测站的地心坐标。
5、延迟率观测量中不包含基线分量Z的影响。所以，仅由延迟率观测无法解算出基线分量Z。另外，将延迟率的数据加到延迟数据中，并不会减少为求得所有未知参数所需观测的射电源数目。延迟率仅作为辅助观测量参加数据处理和参数解算，而起决定作用的是延迟观测量。
技术缺陷
2、VLBI技术观测数据输出代价极为庞大，因此无法通过卫星数据传输。
3、受地球大小的限制，地面VLBI的最长基线只能达到1万千米。如果想要提升基线长度需要将观测点放到月球或卫星上，但测量点之间的数据传输无法实现。
参考资料
[1]
甚长基线干涉测量离不开时间 · 中国科学院[引用日期2015-04-29]
[2]
这台望远镜有地球那么大 科学家它来看黑洞 · 腾讯网[引用日期2015-04-29]
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这次帮你看到黑洞的望远镜，跟地球“一样大”
