甚長基線干涉測量（英語：Very-long-baseline interferometry，VLBI）是一種在電波天文學中使用的天文干涉測量方法。允許多個天文望遠鏡同時觀測一個天體。
基本介紹
- 中文名：甚長基線干涉測量
- 外文名：Very-long-baseline interferometry
- 領域：測量
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射電天文學
無線電天文學是天文學的一個分支，通過電磁波頻譜以無線電頻率研究天體。無線電天文學的技術與光學相似，但是無線電望遠鏡因為觀察的波長較長，所以更為巨大。這個領域的起源肇因於發現多數的天體不僅輻射出可見光，也發射出無線電波。
從天體而來的無線電波的初步探測是在1930年代當卡爾·央斯基觀察到從銀河到來的輻射。隨後觀察已經確定了一些不同的無線電發射源。這些包括恆星和星系，以及全新的天體種類，如電波星系，類星體，脈衝星和微波激射器。宇宙微波背景輻射的發現被視為通過射電天文學而被做出大爆炸理論的證據。
歷史
在發現天體會發射無線電波之前，就已經有天體可能也會發射無線電波的想法。在1860年代，詹姆斯·克拉克·麥克斯韋的麥克斯韋方程組就已經顯示來自恆星的電磁波輻射可以有任何的波長，而不會僅僅是可見光。一些著名科學家和實驗者，如愛迪生、奧利弗·洛奇和馬克斯·普朗克都預言太陽應該會發射出無線電波。洛奇曾嘗試觀察太陽的無線電信號，但局限於當時儀器技術的極限而未能成功。.
最早辨識出的天文學無線電波源是偶然發現造成的意外收穫。在1930年代的早期，美國貝爾電話公司的一位工程師卡爾·央斯基在使用巨大的定向天線研究越洋無線電話的聲音在短波上受到的靜電干擾時，他注意到以紙帶記錄器記下的類比訊號，持續的有著來源不明但會一直重複的訊號。由於這個訊號每天有一個峰值，因此央斯基起初懷疑干擾的來源是太陽。持續的分析顯示，來源不隨著太陽的出沒變化，而是以23小時56分的周期重複著，這個特徵顯示來源是一個固定在天球上的天體，才會與恆星時同步轉動。
通過它的觀測和與光學天文的星圖比對，央斯基認為輻射是來自銀河，並且朝向中心星座的人馬座方向最強。他在1933年公布了這項發現，央斯基本想再進一步的詳細研究來自銀河的無線電波，但貝爾實驗室重新分配了另一項工作給央斯基，使他不能繼續在天文學的領域內完成進一步的工作。
1937年，格羅特·雷伯修建了一架9米直徑的拋物面碟形無線電望遠鏡，成為無線電天文學的先驅。他以儀器重做了央斯基早期的工作和一些簡單的工作，也進行了第一次的無線電頻率巡天。在1942年2月27日，英國陸軍的研究官員J.S. Hey發現太陽散發出無線電波，開始協助無線電天文學的推展。. 在1950年代初期，英國劍橋大學的馬丁·賴爾和安東尼·休伊什使用劍橋干涉儀描繪天空的無線電圖，製做了有名的2C和3C無線電源巡天星表。
技術
無線電天文學家使用不同形式的技術在無線電光譜上觀測天體。儀器也許只是簡單的針對一個能量充沛的無線電源，分析它所發射出來的是何種型態的輻射。圖像較詳細的天空區域，會有重疊的掃描影像可以被紀錄和拼合（馬賽克）成單一的影像。使用的儀器種類取決於需要的信號強度和需要的詳細的程度。
射電望遠鏡
射電干涉儀
光學天文觀測一般是利用光的粒子性，而射電天文觀測技術則是利用光的波動性（無線電波也是光的一種）。射電天文觀測往往能記錄下電磁波的相位信息，這使得人們可以通過干涉原理，將多台射電望遠鏡的觀測數據進行相干計算，得到更高的解析度。理論上，射電干涉儀在某一方向上能達到的最佳解析度取決於該方向上相距最遠的兩台望遠鏡的距離。
射電干涉儀的發明意義重大，它的使用，不僅可以使得射電天文觀測所能達到的解析度超過光學天文，也能通過建立射電望遠鏡陣列來增加觀測靈敏度，突破了射電望遠鏡單鏡的口徑限制。射電干涉儀的發明者，英國劍橋大學的馬丁·賴爾（Martin Ryle,1918-1984）和安東尼·休伊什（Antony Hewish,1924-- ）因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。這也是諾貝爾物理學獎第一次授予天文學研究。
