甚长基线干涉仪(甚长基线干涉仪打一数字)

甚长基线干涉仪

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甚长基线干涉仪-正文 　　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(very long baseline interferometry)。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（例如用微波联结的干涉仪和用电缆联结的干涉仪）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10-14 的氢原子钟，控制本振系统，并提供精密的时间信息。磁带记录机则分别把本地的视频信号和时间信息的数据储存起来。然后，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，随着地球的自转，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。然而，对于具有三个站的干涉仪阵，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。随着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，但却对应着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，有的小双源好象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。