甚長基線干涉測量

1931年，美國貝爾實驗室的詹姆斯·肯德用天線陣接收到了來自銀河系中心的無線電波。

1937年美國人格羅特·雷伯在自家的後院建造了一架口徑9.5m的天線，並在1939年接收到了來自銀河系中心的無線電波，並且根據觀測結果繪製了第一張射電天圖，射電天文學從此誕生。雷伯使用的那架天線是世界上第一架專門用於天文觀測的射電望遠鏡。

20世紀60年代，天文學取得了四項非常重要的發現：脈衝星、類星體、宇宙微波背景輻射、星際有機分子，被稱為“四大發現”，這四項發現都與射電望遠鏡有關。

20世紀60年代，最大的單孔徑射電望遠鏡直徑305米；

1962年，英國劍橋大學卡文迪許實驗室的馬丁·賴爾（Ryle）利用基線干涉的原理，發明了綜合孔徑射電望遠鏡，大大提高了射電望遠鏡的分辨率。其基本原理是：用相隔兩地的兩架射電望遠鏡接收同一天體的無線電波，兩束波進行干涉，其等效分辨率最高可以等同於一架口徑相當於兩地之間距離的單口徑射電望遠鏡。賴爾因為此項發明獲得1974年諾貝爾物理學獎。 ^[1] 

定義一：

利用電磁波干涉原理，在多個測站上同步接收河外緻密射電源(類星體)發射的無線電信號並對信號進行測站間時間延遲干涉處理以測定測站間相對位置以及從測站到射電源的方向的技術和方法。

定義二：

利用甚長基線干涉儀或甚長基線干涉儀陣，進行天體測量和天體物理研究的技術方法。 ^[2] 

基線兩端的射電望遠鏡各自以獨立的時間標準（氫原子鐘等），同時接收同一個射電源的信號，並記錄於磁帶上，然後將兩磁帶的記錄一起送入處理機作相關處理，求出兩相同信號到達基線兩端的時刻之差(簡稱時延)和相對時延變化率(簡稱時延率)。 ^[3] 

設被觀測的射電源方向(赤緯δ，赤經λ)已知，在地心直角座標系中，該兩面射電望遠鏡位置間的座標差(,,)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、週日極移、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。

時延的觀測精度很高，已達到 0.1毫秒，相應的距離是3釐米。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，這種技術可以以釐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於0.0001″，射電源位置的精度已優於0.01″，還可更高，以此為參考的座標系是很穩定的，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、地球動態測量和天體測量的特別有力的手段。 ^[4] 

根據相對論原理宇宙中任何星體的位置確定都需要一個參考系，觀測得到數據均為依照該參考系所得出的相對位置。不同的觀測距離具有不同的參考系，一般太陽系以內的觀測以地球參考系為準，太陽系範圍外的觀測以天球參考系為準。

原點：太陽系質心。

赤道：J2000.0平赤道。

赤經原點：J2000.0動力春分點。

它的的建立和維持是通過射電源座標表來實現的。

原點：地球質心。

尺度：相對論框架下的尺度。

方向：1984.0國際時間局（BIH）方向。

方向的時間變化：對地殼不產生整體旋轉。 ^[5] 

為了用最小二乘法進行地球動力學參數的計算，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複雜的過程，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，由於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。 ^[6] 

1、甚長基線干涉測量的組成單位為射電望遠鏡，射電望遠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、信息記錄終端、氫原子鐘保證時間同步、處理和顯示系統五大部分。一個完整的VLBI系統需要至少兩個觀測點。

2、數據處理中心。定向天線收集同一天體的射電輻射，接收機將這些信號加工、轉化成可供記錄和顯示的形式，終端設備把信號記錄下來，並按特定的要求進行數據回放和處理，然後顯示大地測量的延遲和延遲率觀測量等。 ^[7] 

1、投射來的電磁波被一精確鏡面反射後，同相到達公共焦點。用旋轉拋物面作鏡面易於實現同相聚焦，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於λ/16～λ/10，該望遠鏡一般就能在波長大於λ的射電波段上有效地工作。

2、對米波或長分米波觀測，可以用金屬網作鏡面；而對釐米波和毫米波觀測，則需用光滑精確的金屬板(或鍍膜)作鏡面。

3、從天體投射來並彙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，並變換成較低頻率(中頻)，然後由電纜將其傳送至控制室，進一步放大、檢波，最後以適於特定研究的方式進行記錄、處理和顯示。 ^[8] 

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佈的信息，時延和時延率提供有關基線(長度和方向)和射電源位置(赤經和赤緯)的信息。所得的射電源的亮度分佈，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釐米，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，與其他常規測量手段相比，成數量級的提高。用於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釐米波段。最長基線的長度可以跨越大洲。 ^[9] 

由於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，測量數千公里範圍內基線距離和方向的變化，對於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週期變化規律等都具有重大意義。

在天體物理學方面，由於採用了獨立本振和事後處理系統，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，隨着地球的自轉，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據。依據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，便可得到關於射電源亮度分佈的結構圖。地球大氣對天體射電信號產生的隨機相位起伏，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。

隨着投入觀測的站數不斷增多，閉合相位也在增多，而且各基線掃描的橢圓覆蓋情況也會逐漸改善，從而可以得到更精確的結構圖。用甚長基線干涉儀測到的射電結構圖表明﹕許多射電源呈扁長形，中心緻密區的角徑往往只有毫角秒量級，但卻對應着類星體或星系這樣的光學母體；有些緻密源本身還呈現小尺度的雙源結構甚至更復雜的結構；從射電結構隨時間變化的情況看來，有的小雙源好像以幾倍於光速的視速度相分離。這些新發現給天體物理學和天體演化學提出了重大的研究課題。 ^[10] 

中國科學院的VLBI網是測軌系統的一個分系統，它由北京、上海、昆明和烏魯木齊的四個望遠鏡以及位於上海的天文台的數據處理中心組成。這樣一個網所構成的望遠鏡分辨率相當於口徑為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測軌分系統的具體任務是獲得衞星的VLBI測量數據，包括時延、延遲率和衞星的角位置，並參與軌道的確定和預報。具體的任務，比如説完成衞星在24小時、48小時週期的調相軌道段的測軌任務。完成衞星在地月轉移軌道段、月球捕獲軌道段以及環月軌道段的測軌任務。並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測軌分系統從2007年10月27日起，即衞星24小時的調相軌道段的第一天正式實施對嫦娥一號衞星的測量任務。如今已經完成了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分系統的各測站數據處理中心設備工作正常，VLBI測量數據及時傳輸到北京的航天飛控中心，數據資料很好，滿足了工程的要求，為嫦娥一號衞星的精確定軌作出了貢獻。 ^[11] 

天文學家通過甚長基線干涉技術（VLBI），能夠將相距很遠的幾台望遠鏡聯合為一台虛擬望遠鏡。這樣的望遠鏡具有非常高的分辨率，可以用來觀測黑洞邊緣的事件視界。

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鋭的觀測，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，並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，可以通過儘可能增大望遠鏡的間隔而得到更清晰的觀測結果。

聯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*，另一個位於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。 ^[12] 

甚長基線干涉技術使得科學家能夠將多座位於世界各地的射電望遠鏡聯網，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後，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的亮環。 ^[13] 

IVS: International VLBI Service for Geodesy and Astrometry（應用於測地和天測的國際VLBI服務）的縮寫，為全球性的VLBI應用於天體測量和地球動力學方面的合作組織，開展VLBI觀測、數據處理及技術發展的國際合作並提供服務。

EVN：European VLBI Network（歐洲VLBI網）的縮寫。它首先由歐洲國家發起成立的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。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VLBI組織或者台站組成，每年不定期地組織天文學和地球動力學方面的VLBI觀測，並組織學術交流。

CORE：Continuous Observation Rotation of Earth（地球自轉連續觀測）的縮寫，它為美國NASA的一項研究計劃，由美國NASA的GSFC主持，全球大多數具有天測/測地能力的VLBI台站參加了該項計劃。其主要科學目的就是用VLBI技術高精度連續測量地球自轉參數；同時，也為天球參考系、地球參考系的建立和維持及現代板塊運動觀測提供高精度的數據。

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，它將一台等效口徑8m的天線發射至地球衞星軌道上，構成了一個空間VLBI站，其遠地點為2萬餘km。全球大多數地面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。 ^[14] 

1、VLBI延遲和延遲率是純幾何觀測量，其中沒有包含地球引力場的信息，因此觀測量的獲得也不受地球引力場的影響。

2、VLBI是相對測量，僅利用VLBI技術只能測定出兩個天線之間的相對位置，即基線矢量b，而不能直接測出各天線的地心座標。

3、為了確定VLBI測站的地心座標，通常是在一個測站上同時進行VLBI和激光測衞（Satellite Laser Ranging，SLR）觀測，即並置觀測，利用SLR技術所測得的地心座標為基準，進而推算出其他VLBI測站的地心座標。

4、由於射電源的赤經α和地球自轉的變化 之間有直接的關係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，將延遲率的數據加到延遲數據中，並不會減少為求得所有未知參數所需觀測的射電源數目。延遲率僅作為輔助觀測量參加數據處理和參數解算，而起決定作用的是延遲觀測量。 ^[15] 

1、VLBI技術雖然突破了傳統射電干涉儀必須有電連接的限制，使得觀測更為靈活，並且使得采用流動VLBI成為可能。但是也帶來了由於觀測磁帶的運輸，使得數據處理滯後的問題。

2、VLBI技術觀測數據輸出代價極為龐大，因此無法通過衞星數據傳輸。

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衞星上，但測量點之間的數據傳輸無法實現。