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甚長基線干涉測量
用于射電天文學中的測量方法
甚長基線干涉測量的基礎是時間同步和相位同步。時間同步是兩個觀測天線的時間一致，相位同步是接收到的頻率信號的相位之間一致，實際上也是時間同步。
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（不用公共的時鐘，而是各測站有自己的時鐘，時標信號也同時記錄在磁帶上）。觀測結束后，再將兩測站的磁帶送到處理系統(tǒng), 進行數(shù)據(jù)回放和相關處理。利用這種辦法, 只要能同時看到源，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 |
| 提出時間 | 1931年 |
發(fā)展歷史
技術內容
測量原理
原理圖示
觀測方程
設被觀測的射電源方向(赤緯δ，赤經(jīng)λ)已知，在地心直角坐標系中，該兩面射電望遠鏡位置間的坐標差(,,)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；左端第二項是自轉項，ω是自轉角速度，、用適當近似值代入計算；是觀測誤差;+t代表時延中來自儀器的部分。上式假設所有必須的改正均已作過，包括極移、周日極移、歲差、章動、傳播介質、測站、和海潮負荷等。否則，在觀測方程式中須有相應的待定參數(shù)。
時延的觀測精度很高，已達到 0.1毫秒，相應的距離是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，這種技術可以以厘米級的精度對全球進行測量。被觀測的射電源是銀河系以外的類星體，距離極遠，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，這種技術測量速度快，幾天或幾小時的觀測就可得出滿意的結果。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行地球動力學參數(shù)的計算，需要計算理論延遲和延遲率。理論延遲和延遲率計算是一個比較復雜的過程，它除了計算幾何延遲和延遲率之外，還需要計算各項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間變化，所以計算不同時刻的理論延遲和延遲率時，也必須加以相應的改正。
操作規(guī)范
測量方式
1、投射來的電磁波被一精確鏡面反射后，同相到達公共焦點。用旋轉拋物面作鏡面易于實現(xiàn)同相聚焦，因此，射電望遠鏡天線大多是拋物面。射電望遠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鏡焦點的射電波，必須達到一定的功率電平，才能為接收機所檢測。檢測技術水平要求最弱的電平一般應達 10 ~20W。射頻信號功率首先在焦點處放大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，進一步放大、檢波，最后以適于特定研究的方式進行記錄、處理和顯示。
測量值
甚長基線干涉的測量值包括﹕干涉條紋的相關幅度；射電源同一時刻輻射的電磁波到達基線兩端的時間延遲差(簡稱時延)，延遲差變化率(簡稱時延率)。相關幅度提供有關射電源亮度分布的信息，時延和時延率提供有關基線(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，分辨率達到萬分之幾角秒，測量洲際間基線三維向量的精度達到幾厘米，測量射電源的位置的精度達到千分之幾角秒。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。
實際應用
應用學科
地質學
由于甚長基線干涉測量法具有很高的測量精度，所以用這種方法進行射電源的精確定位，測量數(shù)千公里范圍內基線距離和方向的變化，對于建立以河外射電源為基準的慣性參考系，研究地球板塊運動和地殼的形變，以及揭示極移和世界時的短周期變化規(guī)律等都具有重大意義。
天體物理學
在天體物理學方面，由于采用了獨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，基線向量在波前平面上的投影，通常會掃描出一個橢圓來。這樣，在一天內對某個射電源進行跟蹤觀測的干涉儀，就可以獲得各個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幅度，應用模型擬合方法，便可得到關于射電源亮度分布的結構圖。地球大氣對天體射電信號產(chǎn)生的隨機相位起伏，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用。若在三條基線上對射電源進行跟蹤觀測，則由三個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鐘誤差的隨機效應。用這種閉合相位參與運算，可以達到較好的模型擬合，從而減小結構圖的誤差。
具體用途
觀測衛(wèi)星
中國科學院的VLBI網(wǎng)是測軌系統(tǒng)的一個分系統(tǒng)，它由北京、上海、昆明和烏魯木齊的四個望遠鏡以及位于上海的天文臺的數(shù)據(jù)處理中心組成。這樣一個網(wǎng)所構成的望遠鏡分辨率相當于口徑為3000多公里的巨大的綜合望遠鏡，測角精度可以達到百分之幾角秒，甚至更高。
VLBI測軌分系統(tǒng)的具體任務是獲得衛(wèi)星的VLBI測量數(shù)據(jù)，包括時延、延遲率和衛(wèi)星的角位置，并參與軌道的確定和預報。具體的任務，比如說完成衛(wèi)星在24小時、48小時周期的調相軌道段的測軌任務。完成衛(wèi)星在地月轉移軌道段、月球捕獲軌道段以及環(huán)月軌道段的測軌任務。并且還要參加調相軌道、地月轉移軌道、月球捕獲軌道段的準實時軌道的確定和預報。
VLBI測軌分系統(tǒng)從2007年10月27日起，即衛(wèi)星24小時的調相軌道段的第一天正式實施對嫦娥一號衛(wèi)星的測量任務。如今已經(jīng)完成了24小時、48小時調相軌道、地月轉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。
VLBI分系統(tǒng)的各測站數(shù)據(jù)處理中心設備工作正常，VLBI測量數(shù)據(jù)及時傳輸?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。
觀測黑洞
2015年1月13日，在德國馬普射電天文研究所（MPIfR）天文學家的努力下阿塔卡瑪探險者實驗（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2.08公里的虛擬望遠鏡，與7000公里外的南極望遠鏡（SPT）進行了連接。它們通過甚長基線干涉技術（VLBI）連接在一起。更大的望遠鏡可以進行更敏銳的觀測，而干涉可以讓多個相距遙遠額望遠鏡像一個望遠鏡一樣工作，并且其尺度與望遠鏡之間的距離——也被稱為“基線”——一樣大。使用VLBI，可以通過盡可能增大望遠鏡的間隔而得到更清晰的觀測結果。
聯(lián)合望遠鏡最先指向了兩個已知的黑洞——一個是銀河系的人馬座A*，另一個位于1000萬光年以外的半人馬A星系中。這項觀測中，智利的APEX望遠鏡與相距7000公里的南極SPT進行了連接，其分辨率比以往所有對南半球天空的觀測都要高。
甚長基線干涉技術使得科學家能夠將多座位于世界各地的射電望遠鏡聯(lián)網(wǎng)，建立起一座更大的虛擬望遠鏡，觀測能力更加強大。有了這個巨大的望遠鏡后，科學家就能夠對銀河系中央的黑洞進行觀測，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)。
相關組織
IVS: International VLBI Service for Geodesy and Astrometry（應用于測地和天測的國際VLBI服務）的縮寫，為全球性的VLBI應用于天體測量和地球動力學方面的合作組織，開展VLBI觀測、數(shù)據(jù)處理及技術發(fā)展的國際合作并提供服務。
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，所以實質上為歐亞VLBI網(wǎng)。EVN提供天體物理及某些天體測量課題的觀測及進行VLBI技術發(fā)展的國際合作。
APT：Asia-Pacific Telescope（亞太射電望遠鏡）的縮寫，它由亞太地區(qū)VLBI組織或者臺站組成，每年不定期地組織天文學和地球動力學方面的VLBI觀測，并組織學術交流。
CORE：Continuous Observation Rotation of Earth（地球自轉連續(xù)觀測）的縮寫，它為美國NASA的一項研究計劃，由美國NASA的GSFC主持，全球大多數(shù)具有天測/測地能力的VLBI臺站參加了該項計劃。其主要科學目的就是用VLBI技術高精度連續(xù)測量地球自轉參數(shù)；同時，也為天球參考系、地球參考系的建立和維持及現(xiàn)代板塊運動觀測提供高精度的數(shù)據(jù)。
VSOP：VLBI Space Observatory Program（VLBI空間觀測站計劃）的縮寫。它為日本文部省宇宙科學研究所主持的一項空間VLBI計劃，它將一臺等效口徑8m的天線發(fā)射至地球衛(wèi)星軌道上，構成了一個空間VLBI站，其遠地點為2萬余km。全球大多數(shù)地面VLBI站均參加了該項計劃的空地VLBI觀測，所以它也形成了一項全球性的VLBI合作計劃。
技術評價
特點優(yōu)勢
3、為了確定VLBI測站的地心坐標，通常是在一個測站上同時進行VLBI和激光測衛(wèi)（Satellite Laser Ranging，SLR）觀測，即并置觀測，利用SLR技術所測得的地心坐標為基準，進而推算出其他VLBI測站的地心坐標。
4、由于射電源的赤經(jīng)α和地球自轉的變化 之間有直接的關系無法獨立地從延遲和延遲率觀測量中解算出來。因此，VLBI技術不能獨立地確定射電源參考系的赤經(jīng)原點，它必須用其他技術來測定。
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。
技術缺陷
2、VLBI技術觀測數(shù)據(jù)輸出代價極為龐大，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的最長基線只能達到1萬千米。如果想要提升基線長度需要將觀測點放到月球或衛(wèi)星上，但測量點之間的數(shù)據(jù)傳輸無法實現(xiàn)。
參考資料
[1]
甚長基線干涉測量離不開時間 · 中國科學院[引用日期2015-04-29]
[2]
這臺望遠鏡有地球那么大 科學家它來看黑洞 · 騰訊網(wǎng)[引用日期2015-04-29]
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這次幫你看到黑洞的望遠鏡，跟地球“一樣大”
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