什麼是甚長基線干涉儀

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)。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，因而極大地提高了分辨率。

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佈的信息，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佈，分辨率達到萬分之幾角秒，測量洲際間基線三維向量的精度達到幾釐米，測量射電源的位置的精度達到千分之幾角秒。在分辨率和測量精度上，與其他常規測量手段（例如用微波聯結的干涉儀和用電纜聯結的干涉儀）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釐米波段。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10-14 的氫原子鐘，控制本振系統，並提供精密的時間信息。磁帶記錄機則分別把本地的視頻信號和時間信息的數據儲存起來。然後，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週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分辨率。而且，隨着地球的自轉，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分辨率測量數據。依據多副長基線干涉儀跟蹤觀測得到的相關幅度，應用模型擬合方法，便可得到關於射電源亮度分佈的結構圖。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應用。然而，對於具有三個站的干涉儀陣，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。隨着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，中心緻密區的角徑往往只有毫角秒量級，但卻對應着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復雜的結構；從射電結構隨時間變化的情況看來，有的小雙源好象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。