解析度比射電望遠鏡更高的接收和研究天體射電波的射電干涉測量技術的新設備﹐英文縮寫是VLBI﹐但由於測量方法的發展﹐VLBI目前更主要的是指甚長基線干涉測量法(very long baseline interferometry)。
基本介紹
- 中文名：特長基線干涉儀
- 外文名：very long baseline interferometry
- 英文簡稱：VLBI
- 工作原理：電磁波
名稱,測量值,工作原理,
名稱
特長基線干涉儀：VLBI (very long baseline interferometry)
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(赤經和赤緯)的信息。所得的射電源的亮度分布﹐解析度達到萬分之幾角秒﹐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。在解析度和測量精度上﹐與其他常規測量手段相比﹐成數量級的提高。目前﹐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30m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。
工作原理
射電源輻射出的電磁波﹐通過地球大氣到達地面﹐由基線兩端的天線接收。由於地球自轉﹐電磁波的波前到達兩個天線的幾何程差(除以光速就是時間延遲差)是不斷改變的。兩路信號相關的結果就得到干涉條紋。天線輸出的信號﹐進行低噪聲高頻放大後﹐經變頻相繼轉換為中頻信號和視頻信號。在要求較高的工作中﹐使用頻率穩定度達10 的氫原子鐘﹐控制本振系統﹐並提供精密的時間信號由處理機對兩個“數據流”作相關處理﹐用尋找最大相關幅度的方法﹐求出兩路信號的相對時間延遲和干涉條紋率。如果進行多源多次觀測﹐則從求出的延遲和延遲率可得到射電源位置和基線的距離﹐以及根據基線的變化推算出的極移和世界時等參數。參數的精度主要取決於延遲時間的測量精度。因為﹐理想的干涉條紋僅與兩路信號幾何程差產生的延遲有關﹐而實際測得的延遲還包含有傳播介質(大氣對流層﹑電離層等)﹑接收機﹑處理機以及鐘的同步誤差產生的隨機延遲﹐這就要作大氣延遲和儀器延遲等項改正﹐改正的精度則關係到延遲的測量精度。目前延遲測量精度約為0.1毫微秒。
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﹐測量數千千米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周期變化規律等都具有重大意義。此外﹐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解析度。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解析度測量數據。依據多副長基線干涉儀跟蹤觀測得到的相關幅度﹐套用模型擬合方法﹐便可得到關於射電源亮度分布的結構圖。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套用。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。隨著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﹐中心緻密區的角逕往往只有毫角秒量級﹐但卻對應著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複雜的結構﹔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。
