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甚長基線干涉測量
用于射電天文學(xué)中的測量方法
甚長基線干涉測量（簡稱：VLBI）是一種用于射電天文學(xué)中的天文干涉測量方法。它允許用多個(gè)天文望遠(yuǎn)鏡同時(shí)觀測一個(gè)天體，模擬一個(gè)大小相當(dāng)于望遠(yuǎn)鏡之間最大間隔距離的巨型望遠(yuǎn)鏡的觀測效果。
甚長基線干涉測量的基礎(chǔ)是時(shí)間同步和相位同步。時(shí)間同步是兩個(gè)觀測天線的時(shí)間一致，相位同步是接收到的頻率信號的相位之間一致，實(shí)際上也是時(shí)間同步。
甚長基線干涉測量的原理是把兩測站經(jīng)混頻后的信號分別記錄在各測站的磁帶上（不用公共的時(shí)鐘，而是各測站有自己的時(shí)鐘，時(shí)標(biāo)信號也同時(shí)記錄在磁帶上）。觀測結(jié)束后，再將兩測站的磁帶送到處理系統(tǒng), 進(jìn)行數(shù)據(jù)回放和相關(guān)處理。利用這種辦法, 只要能同時(shí)看到源，基線的長度就幾乎不受限制。
基本信息
| 中文名 | 甚長基線干涉測量 |
| 外文名 | very long baseline interferometry |
| 提出時(shí)間 | 1931年 |
發(fā)展歷史
1937年美國人格羅特·雷伯在自家的后院建造了一架口徑9.5m的天線，并在1939年接收到了來自銀河系中心的無線電波，并且根據(jù)觀測結(jié)果繪制了第一張射電天圖，射電天文學(xué)從此誕生。雷伯使用的那架天線是世界上第一架專門用于天文觀測的射電望遠(yuǎn)鏡。
20世紀(jì)60年代，天文學(xué)取得了四項(xiàng)非常重要的發(fā)現(xiàn)：脈沖星、類星體、宇宙微波背景輻射、星際有機(jī)分子，被稱為“四大發(fā)現(xiàn)”，這四項(xiàng)發(fā)現(xiàn)都與射電望遠(yuǎn)鏡有關(guān)。
20世紀(jì)60年代，最大的單孔徑射電望遠(yuǎn)鏡直徑305米；
1962年，英國劍橋大學(xué)卡文迪許實(shí)驗(yàn)室的馬丁·賴爾（Ryle）利用基線干涉的原理，發(fā)明了綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡，大大提高了射電望遠(yuǎn)鏡的分辨率。其基本原理是：用相隔兩地的兩架射電望遠(yuǎn)鏡接收同一天體的無線電波，兩束波進(jìn)行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口徑相當(dāng)于兩地之間距離的單口徑射電望遠(yuǎn)鏡。賴爾因?yàn)榇隧?xiàng)發(fā)明獲得1974年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。
技術(shù)內(nèi)容
測量原理
原理圖示
觀測方程
設(shè)被觀測的射電源方向(赤緯δ，赤經(jīng)λ)已知，在地心直角坐標(biāo)系中，該兩面射電望遠(yuǎn)鏡位置間的坐標(biāo)差(,,)同觀測量間的基本觀測方程為：
c+ωcosδ(sinλ-cosλ)+ =-cosδcosλ-cosδsinλ-sinδz+c(+t)，其中c是光速；左端第二項(xiàng)是自轉(zhuǎn)項(xiàng)，ω是自轉(zhuǎn)角速度，、用適當(dāng)近似值代入計(jì)算；是觀測誤差;+t代表時(shí)延中來自儀器的部分。上式假設(shè)所有必須的改正均已作過，包括極移、周日極移、歲差、章動(dòng)、傳播介質(zhì)、測站、和海潮負(fù)荷等。否則，在觀測方程式中須有相應(yīng)的待定參數(shù)。
時(shí)延的觀測精度很高，已達(dá)到 0.1毫秒，相應(yīng)的距離是3厘米。而且這種方法是純幾何性的測量，基本不涉及，測量的距離也只受地球自身的限制。所以，這種技術(shù)可以以厘米級的精度對全球進(jìn)行測量。被觀測的射電源是銀河系以外的類星體，距離極遠(yuǎn)，它們的自行每年不大于0.0001″，射電源位置的精度已優(yōu)于0.01″，還可更高，以此為參考的坐標(biāo)系是很穩(wěn)定的，是迄今為止可以利用的最好的慣性參考系。此外，這種技術(shù)測量速度快，幾天或幾小時(shí)的觀測就可得出滿意的結(jié)果。觀測完全不受氣象條件的限制，可全天候工作。所有這些，使它必將成為地球測量、地球動(dòng)態(tài)測量和天體測量的特別有力的手段。
誤差改正
理論延遲和延遲率
為了用最小二乘法進(jìn)行地球動(dòng)力學(xué)參數(shù)的計(jì)算，需要計(jì)算理論延遲和延遲率。理論延遲和延遲率計(jì)算是一個(gè)比較復(fù)雜的過程，它除了計(jì)算幾何延遲和延遲率之外，還需要計(jì)算各項(xiàng)附加延遲和延遲率改正量，如大氣延遲和延遲率等。另外，由于測站位置受到上面提到的地球固體潮、海潮載荷和大氣載荷等影響而隨時(shí)間變化，所以計(jì)算不同時(shí)刻的理論延遲和延遲率時(shí)，也必須加以相應(yīng)的改正。
操作規(guī)范
系統(tǒng)組成
1、甚長基線干涉測量的組成單位為射電望遠(yuǎn)鏡，射電望遠(yuǎn)鏡包含收集無線電波的定向天線、放大電波信息的高靈敏度的接收機(jī)、信息記錄終端、氫原子鐘保證時(shí)間同步、處理和顯示系統(tǒng)五大部分。一個(gè)完整的VLBI系統(tǒng)需要至少兩個(gè)觀測點(diǎn)。
2、數(shù)據(jù)處理中心。定向天線收集同一天體的射電輻射，接收機(jī)將這些信號加工、轉(zhuǎn)化成可供記錄和顯示的形式，終端設(shè)備把信號記錄下來，并按特定的要求進(jìn)行數(shù)據(jù)回放和處理，然后顯示大地測量的延遲和延遲率觀測量等。
測量方式
1、投射來的電磁波被一精確鏡面反射后，同相到達(dá)公共焦點(diǎn)。用旋轉(zhuǎn)拋物面作鏡面易于實(shí)現(xiàn)同相聚焦，因此，射電望遠(yuǎn)鏡天線大多是拋物面。射電望遠(yuǎn)鏡表面和一理想拋物面的均方誤差如不大于λ/16～λ/10，該望遠(yuǎn)鏡一般就能在波長大于λ的射電波段上有效地工作。
3、從天體投射來并匯集到望遠(yuǎn)鏡焦點(diǎn)的射電波，必須達(dá)到一定的功率電平，才能為接收機(jī)所檢測。檢測技術(shù)水平要求最弱的電平一般應(yīng)達(dá) 10 ~20W。射頻信號功率首先在焦點(diǎn)處放大10～1000倍，并變換成較低頻率(中頻)，然后由電纜將其傳送至控制室，進(jìn)一步放大、檢波，最后以適于特定研究的方式進(jìn)行記錄、處理和顯示。
測量值
甚長基線干涉的測量值包括﹕干涉條紋的相關(guān)幅度；射電源同一時(shí)刻輻射的電磁波到達(dá)基線兩端的時(shí)間延遲差(簡稱時(shí)延)，延遲差變化率(簡稱時(shí)延率)。相關(guān)幅度提供有關(guān)射電源亮度分布的信息，時(shí)延和時(shí)延率提供有關(guān)基線(長度和方向)和射電源位置(赤經(jīng)和赤緯)的信息。所得的射電源的亮度分布，分辨率達(dá)到萬分之幾角秒，測量洲際間基線三維向量的精度達(dá)到幾厘米，測量射電源的位置的精度達(dá)到千分之幾角秒。在分辨率和測量精度上，與其他常規(guī)測量手段相比，成數(shù)量級的提高。用于甚長基線干涉儀的天線，是各地原有的大﹑中型天線，平均口徑在30米左右，使用的波長大部分在厘米波段。最長基線的長度可以跨越大洲。
實(shí)際應(yīng)用
應(yīng)用學(xué)科
地質(zhì)學(xué)
由于甚長基線干涉測量法具有很高的測量精度，所以用這種方法進(jìn)行射電源的精確定位，測量數(shù)千公里范圍內(nèi)基線距離和方向的變化，對于建立以河外射電源為基準(zhǔn)的慣性參考系，研究地球板塊運(yùn)動(dòng)和地殼的形變，以及揭示極移和世界時(shí)的短周期變化規(guī)律等都具有重大意義。
天體物理學(xué)
在天體物理學(xué)方面，由于采用了獨(dú)立本振和事后處理系統(tǒng)，基線加長不再受到限制，這就可以跨洲越洋，充分利用地球所提供的上萬公里的基線距離，使干涉儀獲得萬分之幾角秒的超高分辨率。而且，隨著地球的自轉(zhuǎn)，基線向量在波前平面上的投影，通常會(huì)掃描出一個(gè)橢圓來。這樣，在一天內(nèi)對某個(gè)射電源進(jìn)行跟蹤觀測的干涉儀，就可以獲得各個(gè)不同方向的超高分辨率測量數(shù)據(jù)。依據(jù)多副長基線干涉儀跟蹤觀測得到的相關(guān)幅度，應(yīng)用模型擬合方法，便可得到關(guān)于射電源亮度分布的結(jié)構(gòu)圖。地球大氣對天體射電信號產(chǎn)生的隨機(jī)相位起伏，帶來了干涉條紋相位的測量誤差。這和其他一些的誤差來源一道，限制了甚長基線干涉測量法的應(yīng)用。若在三條基線上對射電源進(jìn)行跟蹤觀測，則由三個(gè)條紋相位之和所形成的閉合相位，基本上可以消去大氣和時(shí)鐘誤差的隨機(jī)效應(yīng)。用這種閉合相位參與運(yùn)算，可以達(dá)到較好的模型擬合，從而減小結(jié)構(gòu)圖的誤差。
隨著投入觀測的站數(shù)不斷增多，閉合相位也在增多，而且各基線掃描的橢圓覆蓋情況也會(huì)逐漸改善，從而可以得到更精確的結(jié)構(gòu)圖。用甚長基線干涉儀測到的射電結(jié)構(gòu)圖表明﹕許多射電源呈扁長形，中心致密區(qū)的角徑往往只有毫角秒量級，但卻對應(yīng)著類星體或星系這樣的光學(xué)母體；有些致密源本身還呈現(xiàn)小尺度的雙源結(jié)構(gòu)甚至更復(fù)雜的結(jié)構(gòu)；從射電結(jié)構(gòu)隨時(shí)間變化的情況看來，有的小雙源好像以幾倍于光速的視速度相分離。這些新發(fā)現(xiàn)給天體物理學(xué)和天體演化學(xué)提出了重大的研究課題。
具體用途
觀測衛(wèi)星
中國科學(xué)院的VLBI網(wǎng)是測軌系統(tǒng)的一個(gè)分系統(tǒng)，它由北京、上海、昆明和烏魯木齊的四個(gè)望遠(yuǎn)鏡以及位于上海的天文臺(tái)的數(shù)據(jù)處理中心組成。這樣一個(gè)網(wǎng)所構(gòu)成的望遠(yuǎn)鏡分辨率相當(dāng)于口徑為3000多公里的巨大的綜合望遠(yuǎn)鏡，測角精度可以達(dá)到百分之幾角秒，甚至更高。
VLBI測軌分系統(tǒng)的具體任務(wù)是獲得衛(wèi)星的VLBI測量數(shù)據(jù)，包括時(shí)延、延遲率和衛(wèi)星的角位置，并參與軌道的確定和預(yù)報(bào)。具體的任務(wù)，比如說完成衛(wèi)星在24小時(shí)、48小時(shí)周期的調(diào)相軌道段的測軌任務(wù)。完成衛(wèi)星在地月轉(zhuǎn)移軌道段、月球捕獲軌道段以及環(huán)月軌道段的測軌任務(wù)。并且還要參加調(diào)相軌道、地月轉(zhuǎn)移軌道、月球捕獲軌道段的準(zhǔn)實(shí)時(shí)軌道的確定和預(yù)報(bào)。
VLBI測軌分系統(tǒng)從2007年10月27日起，即衛(wèi)星24小時(shí)的調(diào)相軌道段的第一天正式實(shí)施對嫦娥一號衛(wèi)星的測量任務(wù)。如今已經(jīng)完成了24小時(shí)、48小時(shí)調(diào)相軌道、地月轉(zhuǎn)移軌道段和月球捕獲軌道段的第一天總共十天的測量任務(wù)。
VLBI分系統(tǒng)的各測站數(shù)據(jù)處理中心設(shè)備工作正常，VLBI測量數(shù)據(jù)及時(shí)傳輸?shù)奖本┑暮教祜w控中心，數(shù)據(jù)資料很好，滿足了工程的要求，為嫦娥一號衛(wèi)星的精確定軌作出了貢獻(xiàn)。
觀測黑洞
事件視界望遠(yuǎn)鏡（EHT）
2015年1月13日，在德國馬普射電天文研究所（MPIfR）天文學(xué)家的努力下阿塔卡瑪探險(xiǎn)者實(shí)驗(yàn)（APEX）與阿塔卡瑪大型毫米波天線陣（ALMA）成功聯(lián)合觀測，組成一個(gè)2.08公里的虛擬望遠(yuǎn)鏡，與7000公里外的南極望遠(yuǎn)鏡（SPT）進(jìn)行了連接。它們通過甚長基線干涉技術(shù)（VLBI）連接在一起。更大的望遠(yuǎn)鏡可以進(jìn)行更敏銳的觀測，而干涉可以讓多個(gè)相距遙遠(yuǎn)額望遠(yuǎn)鏡像一個(gè)望遠(yuǎn)鏡一樣工作，并且其尺度與望遠(yuǎn)鏡之間的距離——也被稱為“基線”——一樣大。使用VLBI，可以通過盡可能增大望遠(yuǎn)鏡的間隔而得到更清晰的觀測結(jié)果。
聯(lián)合望遠(yuǎn)鏡最先指向了兩個(gè)已知的黑洞——一個(gè)是銀河系的人馬座A*，另一個(gè)位于1000萬光年以外的半人馬A星系中。這項(xiàng)觀測中，智利的APEX望遠(yuǎn)鏡與相距7000公里的南極SPT進(jìn)行了連接，其分辨率比以往所有對南半球天空的觀測都要高。
甚長基線干涉技術(shù)使得科學(xué)家能夠?qū)⒍嘧挥谑澜绺鞯氐纳潆娡h(yuǎn)鏡聯(lián)網(wǎng)，建立起一座更大的虛擬望遠(yuǎn)鏡，觀測能力更加強(qiáng)大。有了這個(gè)巨大的望遠(yuǎn)鏡后，科學(xué)家就能夠?qū)︺y河系中央的黑洞進(jìn)行觀測，該黑洞被命名為人馬座A*，有望觀測到黑洞周圍出現(xiàn)的亮環(huán)。
相關(guān)組織
IVS: International VLBI Service for Geodesy and Astrometry（應(yīng)用于測地和天測的國際VLBI服務(wù)）的縮寫，為全球性的VLBI應(yīng)用于天體測量和地球動(dòng)力學(xué)方面的合作組織，開展VLBI觀測、數(shù)據(jù)處理及技術(shù)發(fā)展的國際合作并提供服務(wù)。
EVN：European VLBI Network（歐洲VLBI網(wǎng)）的縮寫。它首先由歐洲國家發(fā)起成立的VLBI組織。自1994年起，中國的上海和烏魯木齊VLBI站也參加了該組織，所以實(shí)質(zhì)上為歐亞VLBI網(wǎng)。EVN提供天體物理及某些天體測量課題的觀測及進(jìn)行VLBI技術(shù)發(fā)展的國際合作。
APT：Asia-Pacific Telescope（亞太射電望遠(yuǎn)鏡）的縮寫，它由亞太地區(qū)VLBI組織或者臺(tái)站組成，每年不定期地組織天文學(xué)和地球動(dòng)力學(xué)方面的VLBI觀測，并組織學(xué)術(shù)交流。
CORE：Continuous Observation Rotation of Earth（地球自轉(zhuǎn)連續(xù)觀測）的縮寫，它為美國NASA的一項(xiàng)研究計(jì)劃，由美國NASA的GSFC主持，全球大多數(shù)具有天測/測地能力的VLBI臺(tái)站參加了該項(xiàng)計(jì)劃。其主要科學(xué)目的就是用VLBI技術(shù)高精度連續(xù)測量地球自轉(zhuǎn)參數(shù)；同時(shí)，也為天球參考系、地球參考系的建立和維持及現(xiàn)代板塊運(yùn)動(dòng)觀測提供高精度的數(shù)據(jù)。
VSOP：VLBI Space Observatory Program（VLBI空間觀測站計(jì)劃）的縮寫。它為日本文部省宇宙科學(xué)研究所主持的一項(xiàng)空間VLBI計(jì)劃，它將一臺(tái)等效口徑8m的天線發(fā)射至地球衛(wèi)星軌道上，構(gòu)成了一個(gè)空間VLBI站，其遠(yuǎn)地點(diǎn)為2萬余km。全球大多數(shù)地面VLBI站均參加了該項(xiàng)計(jì)劃的空地VLBI觀測，所以它也形成了一項(xiàng)全球性的VLBI合作計(jì)劃。
技術(shù)評價(jià)
特點(diǎn)優(yōu)勢
3、為了確定VLBI測站的地心坐標(biāo)，通常是在一個(gè)測站上同時(shí)進(jìn)行VLBI和激光測衛(wèi)（Satellite Laser Ranging，SLR）觀測，即并置觀測，利用SLR技術(shù)所測得的地心坐標(biāo)為基準(zhǔn)，進(jìn)而推算出其他VLBI測站的地心坐標(biāo)。
4、由于射電源的赤經(jīng)α和地球自轉(zhuǎn)的變化 之間有直接的關(guān)系無法獨(dú)立地從延遲和延遲率觀測量中解算出來。因此，VLBI技術(shù)不能獨(dú)立地確定射電源參考系的赤經(jīng)原點(diǎn)，它必須用其他技術(shù)來測定。
5、延遲率觀測量中不包含基線分量Z的影響。所以，僅由延遲率觀測無法解算出基線分量Z。另外，將延遲率的數(shù)據(jù)加到延遲數(shù)據(jù)中，并不會(huì)減少為求得所有未知參數(shù)所需觀測的射電源數(shù)目。延遲率僅作為輔助觀測量參加數(shù)據(jù)處理和參數(shù)解算，而起決定作用的是延遲觀測量。
技術(shù)缺陷
1、VLBI技術(shù)雖然突破了傳統(tǒng)射電干涉儀必須有電連接的限制，使得觀測更為靈活，并且使得采用流動(dòng)VLBI成為可能。但是也帶來了由于觀測磁帶的運(yùn)輸，使得數(shù)據(jù)處理滯后的問題。
2、VLBI技術(shù)觀測數(shù)據(jù)輸出代價(jià)極為龐大，因此無法通過衛(wèi)星數(shù)據(jù)傳輸。
3、受地球大小的限制，地面VLBI的最長基線只能達(dá)到1萬千米。如果想要提升基線長度需要將觀測點(diǎn)放到月球或衛(wèi)星上，但測量點(diǎn)之間的數(shù)據(jù)傳輸無法實(shí)現(xiàn)。
參考資料
[1]
甚長基線干涉測量離不開時(shí)間 · 中國科學(xué)院[引用日期2015-04-29]
[2]
這臺(tái)望遠(yuǎn)鏡有地球那么大 科學(xué)家它來看黑洞 · 騰訊網(wǎng)[引用日期2015-04-29]
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