甚长基线干涉测量

干涉测量

根据瑞利判据，光学仪器的角分辨率 ${\displaystyle \theta }$  与入射电磁波的波长 ${\displaystyle \lambda }$ ，以及该仪器的口径 ${\displaystyle a}$  的关系式为 ${\displaystyle \theta =\lambda /a}$ . 即在观测的电磁波波长不变的情况下，仪器的口径越大，其角分辨越小，分辨能力越高。对于射电天文学，其观测的电磁波波段为无线电波，其波长在毫米级以上^[6]，比波长在亚微米级的可见光要长数千到数十万倍。为达到与光学望远镜相同的分辨率，早期的射电望远镜只能寻求更大的口径，但仍难以满足天文观测的需要。

基线测量

对于位置不同的望远镜，来自同一射电源的光线会在不同的时刻进入望远镜的接收天线，这两个时刻的时间间隔被称为时间延迟差。时间延迟差即包含了光在传播距离上的差异（即两个天线之间的几何延迟差），也包含了传播过程中受地球大气、天线的接收和处理装置，以及望远镜所使用的原子钟的同步误差等。因此，两台望远镜所观测到的，来自同一射电源的信号是不同步的，两者经过相关处理后能够得到干涉条纹。在理想状态下，时间延迟差的真实值 ${\displaystyle {\tilde {\tau }}}$ 、两个天线所组成的基线向量 ${\displaystyle {\vec {b}}}$ ，以及射电源方向相对于基线的夹角 ${\displaystyle \theta }$  可组成如下的观测方程：^[1]

${\displaystyle {\tilde {\tau }}={\frac {1}{c}}\lVert {\vec {b}}\rVert \cos {\theta }}$ 

其中，${\displaystyle c}$  为光速。由于射电源与地球的距离远大于基线的长度，射电源几乎是平行地入射到两台望远镜内，因此 ${\displaystyle \theta }$  对于两台望远镜是几乎相同的。

甚长基线干涉测量系统主要由天线、接收机、数据记录终端、原子钟和时间同步系统以及相关处理系统等部分组成。^[1]射电源的电磁波信号通过抛物面状的反射天线面集中到天线馈源，由馈源转换为高频电信号并传输给接收机。接收机对高频电信号进行放大后，混频到中频的基带信号上，使信号能够记录于数据记录终端中。原子钟负责提供高频率和高稳定度的频率基准，为数据记录提供精确的记录时间，时间同步系统则负责将不同来源的时间比对到统一的标准时间上。相关处理机则对记录到的观测信号进行相关处理和分析，得到干涉测量图像、信号间的时间延迟差和时间延迟率等基本观测量。

• 超长基线阵列
• 中国深空测控网

• E-MERLIN （页面存档备份，存于互联网档案馆） fibre-linked radio telescope array used in VLBI observations
• EXPReS （页面存档备份，存于互联网档案馆） Express Production Real-time e-VLBI Service: a three-year project (est. March 2006) funded by the European Commission to develop an intercontinental e-VLBI instrument available to the scientific community
• JIVE （页面存档备份，存于互联网档案馆） Joint Institute for VLBI in Europe
• The International VLBI Service for Geodesy and Astrometry (IVS) （页面存档备份，存于互联网档案馆）
• IVSOPAR: the VLBI analysis center at the Paris Observatory （页面存档备份，存于互联网档案馆）
• "VLBI - Canada's Role"