聯合位在地球不同洲的無線電望遠鏡所組成的天文觀測儀器，基線的長度有數千公里長。
基本介紹
- 中文名：超長基線射線干涉儀
- 類別：干涉儀
簡介,測量值,工作原理,用途,
簡介
VLBI(verylongbaselineinterferometry)
（圖示國際甚長基線射電干涉儀網分布）
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(verylongbaselineinterferometry)﹐它的主要特點是﹕採用原子鐘控制的高穩定度的獨立本振系統和磁帶記錄裝置﹔由兩個或兩個以上的天線分別在同一時刻接收同一射電源的信號﹐各自記錄在磁帶上﹔然後把磁帶一起送到處理機中﹐進行相關運算﹐求出觀測值。這種干涉測量方法的優點是基線長度原則上不受限制﹐可長達幾千公里﹐因而極大地提高了解析度。
測量值
超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。
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。
用途
由於超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﹐限制了超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。
