特长基线干涉仪
简介VLBI (very long baseline interferometry)
联合位在地球不同洲的无线电望远镜所组成的天文观测仪器，基线的长度有数千公里长。（图示国际甚长基线射电干涉仪网分布）
分辨率比射电望远镜更高的接收和研究天体射电波的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[1]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 的氢原子钟﹐控制本振系统﹐并提供精密的时间信号由处理机对两个“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﹐随著地球的自转﹐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。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。随著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﹐但却对应著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﹐有的小双源好像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。