简介VLBI(verylongbaselineinterferometry)
联合位在地球不同洲的无线电望远镜所组成的天文观测仪器，基线的长度有数千公里长。（图示国际甚长基线射电干涉仪网分布）
射电干涉测量技术的新设备﹐英文缩写是VLBI﹐但由于测量方法的发展﹐VLBI目前更主要的是指甚长基线干涉测量法(verylongbaselineinterferometry)﹐它的主要特点是﹕采用原子钟控制的高稳定度的独立本振系统和磁带记录装置﹔由两个或两个以上的天线分别在同一时刻接收同一射电源的信号﹐各自记录在磁带上﹔然后把磁带一起送到处理机中﹐进行相关运算﹐求出观测值。这种干涉测量方法的优点是基线长度原则上不受限制﹐可长达几千公里﹐因而极大地提高了分辨率。
测量值
甚长基线干涉的测量值包括﹕干涉条纹的相关幅度﹔射电源同一时刻辐射的电磁波到达基线两端的时间延迟差(简称时延)﹐延迟差变化率(简称时延率)。相关幅度提供有关射电源亮度分布的信息﹐时延和时延率提供有关基线(长度和方向)和射电源位置(赤经和赤纬)的信息。所得的射电源的亮度分布﹐分辨率达到万分之几角秒﹐测量洲际间基线三维向量的精度达到几厘米﹐测量射电源的位置的精度达到千分之几角秒。在分辨率和测量精度上﹐与其他常规测量手段相比﹐成数量级的提高。目前﹐用于甚长基线干涉仪的天线﹐是各地原有的大﹑中型天线﹐平均口径在30米左右﹐使用的波长大部分在厘米波段。最长基线的长度可以跨越大洲。
工作原理
射电源辐射出的电磁波﹐通过地球大气到达地面﹐由基线两端的天线接收。由于地球自转﹐电磁波的波前到达两个天线的几何程差(除以光速就是时间延迟差)是不断改变的。两路信号相关的结果就得到干涉条纹。天线输出的信号﹐进行低噪声高频放大后﹐经变频相继转换为中频信号和视频信号。在要求较高的工作中﹐使用频率稳定度达10的氢原子钟﹐控制本振系统﹐并提供精密的时间信号由处理机对两个“数据流”作相关处理﹐用寻找最大相关幅度的方法﹐求出两路信号的相对时间延迟和干涉条纹率。如果进行多源多次观测﹐则从求出的延迟和延迟率可得到射电源位置和基线的距离﹐以及根据基线的变化推算出的极移和世界时等参数。参数的精度主要取决于延迟时间的测量精度。因为﹐理想的干涉条纹仅与两路信号几何程差产生的延迟有关﹐而实际测得的延迟还包含有传播介质(大气对流层﹑电离层等)﹑接收机﹑处理机以及钟的同步误差产生的随机延迟﹐这就要作大气延迟和仪器延迟等项改正﹐改正的精度则关系到延迟的测量精度。目前延迟测量精度约为0.1毫微秒。
用途
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。此外﹐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﹐随著地球的自转﹐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。随著投入观测的站数不断增多﹐闭合相位也在增多﹐而且各基线扫描的椭圆覆盖情况也会逐渐改善﹐从而可以得到更精确的结构图。用甚长基线干涉仪测到的射电结构图表明﹕许多射电源呈扁长形﹐中心致密区的角径往往只有毫角秒量级﹐但却对应著类星体或星系这样的光学母体﹔有些致密源本身还呈现小尺度的双源结构甚至更复杂的结构﹔从射电结构随时间变化的情况看来﹐有的小双源好像以几倍于光速的视速度相分离。这些新发现给天体物理学和天体演化学提出了重大的研究课题。