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甚长基线干涉测量

甚长基线干涉测量

甚长基线干涉测量（very long baseline interferometry，简称：VLBI）是一种用于射电天文学中的天文干涉测量方法。它允许用多个天文望远镜同时观测一个天体，模拟一个大小相当于望远镜之间最大间隔距离的巨型望远镜的观测效果。

甚长基线干涉测量技术的基础是时间同步且相位同步。时间同步是指不同观测地点的观测时间一致，相位同步是指接收到的频率信号的相位一致。人们可以通过干涉原理，对多台射电望远镜的观测数据进行相干计算，从而得到更高的分辨率，使人们有可能看到天体的更多细节。

由于VLBI采用高稳定度原子钟作为独立木振系统，其基线长度原则上不受限制，可达数千公里，因而VLBT技术能获得极高的角分辨率，是目前分辨率最高的天文观测技术。正是因为其具备高精度的测角能力，VLBI在天文学和天休测量学中得到广泛的使用。自20世纪70年代被应用于航天器的精密定轨以来，VLBI在深空探测领域发挥了重要的作用。在定轨过程中增加VLBI测角数据，深空探测器的定位精度比原来仅使用多普勒测速和测距数据进行定位的精度至少提高5倍。

甚长基线干涉测量技术是近年来深空探测研究领域中的研究热点之一。VLBI技术具有测量精度高，作用距离远等优点，这些优点使其在当前及未来的深空探测项目中具有广泛的应用前景。

发展历史

在1931年，位于美国的贝尔实验室中的詹姆斯·肯德通过使用天线阵列，成功接收到了来自银河系中心的无线电波。在1933年，美国贝尔实验室的科学家卡尔·央斯基在研究长途通讯中的静电噪声时，无意间发现了银河中心持续的射电辐射。这一发现引领了射电天文学的发展，从而改变了人们对宇宙的认识。

1937年，美国人格罗特·雷伯在其自家后院建造了一架口径为9.5米的天线，并在1939年开始接收到来自银河系中心的无线电波。根据他的观测结果，他绘制了第一张射电天图，这标志着射电天文学的诞生。雷伯使用的那架天线是世界上第一架专门用于天文观测的射电望远镜，它的建造为射电天文学的发展奠定了基础。

在20世纪60年代，天文学取得了四项具有重要意义的发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射和星际有机化合物。这些发现被誉为“四大发现”，并且都与射电望远镜有关。通过射电望远镜的观测和研究，这些重要的天文学成果得以揭示和确认。这些发现不仅扩大了我们对宇宙的认识，也为未来的研究提供了重要的基础和线索。

自第二次世界大战以后，随着无线电技术的飞速发展，射电望远镜逐渐崭露头角。1963年，美国在波多黎各建造了一座直径达305米的射电望远镜，它顺着山坡固定在地表，是目前世界上最大的单孔径射电望远镜。这座巨大的望远镜为天文学研究开辟了新的领域，推动了射电天文学的进步，让我们能够更深入地探索宇宙的奥秘。

1962年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的瑞尔（Ryle）利用干涉原理，创新地发明了综合孔径射电望远镜。这种望远镜通过利用多架射电望远镜接收同一天体的无线电波信号，再将各望远镜接收到的信号两两进行干涉，最后通过傅里叶变化等运算，获得天体的射电图像。这种综合孔径射电望远镜实际上等效于一架单口径射电望远镜，其口径相当于该综合孔径望远镜天线的最远间距。这项创新极大地提高了射电望远镜的分辨率，推动了射电干涉技术的发展。瑞尔因这项技术而获得了1974年的诺贝尔奖，这是望远镜发展史上的一个重大事件。

到上世纪60年代中后期，为进一步提高射电天文观测的本领，射电天文学家利用当时高稳定原子频标技术和高速磁记录技术，在传统连线干涉仪基础上，创建了VLBI（甚长基线干涉测量）技术。

在20世纪60年代，苏联科学院列比捷夫物理研究所的天文学家首次正式发表关于“独立本振和磁带记录”长基线干涉仪的VLBI概念。

VLBI发展出了混合图法，不依赖人为模型而做出VLBI的射电图。50多颗类星体和射电见系核的高分辨率射电图，发现活动核的小尺度不对称性，由一个亮核和一个单向喷流组成，并对超光速膨胀源3C273进行了连续三年的观测，得到了它的较详细的膨胀细节。由于现今的VLBI网只能利用原有的射电焚远镜，分布不合要求，加上灵敏度不够，图象的动态范围太低(～10)，美国正在研究和设计的VLBA分辨率达0.003″，成图能力大大提高。虽然目前VLBI混会图已经可以较有效地描出射电图，但和常规的综合孔径射电望远镜相比还是比较原始的。

在20世纪70至80年代，人们使用临时组成的阵列进行了VLBI观测实验，并在一些较亮的射电源中观测到了pc尺度的结构，揭示了喷流核心的形态特征和喷流团块的视超光速运动。到了20世纪90年代，欧洲VLBI网和美国甚长基线阵（VLBA）的出现极大地推动了AGN喷流的高分辨率观测研究。此后，随着澳大利亚长基线阵列（LBA）、日本VERA以及东亚VLBI网络（EAVN）的建立，VLBI网的全球覆盖得到了进一步提高。而全球毫米波VLBI阵列（GMVA）、事件视界望远镜（EHT）以及韩国VLBI网络（KVN）等则将研究领域拓展到了更高的频率（86，129，230GHz）。尤其是事件视界望远镜（EHT）的快速发展，使得人类首次拍摄了黑洞的照片，为AGN和超大质量黑洞的观测研究开辟了新的纪元。

在过去的几十年中，VLBI技术被广泛应用于不同尺度下对M87喷流的研究，并取得了重要的进展。在(10~100)Rs尺度范围内，2016年，Hada等人报道了利用高灵敏度阵列(HSA)对M87的GMVA 86GHz进行观测的结果，获得的图像显示存在一个大张角喷流基底，并具有清晰的边缘增亮结构，这与旋转黑洞的磁驱动喷流模型一致（BZ模型）。同样在这个尺度下，2018年，Walker等人利用43GHz的VLBA观测数据绘制了极化图像，显示出该尺度上存在螺旋磁场的情况。在距离黑洞100Rs之外，直至亮节点HST-1出现的地方(约10^6 Rs)，2018年，Nakamura等人绘制了1~43GHz的多波段VLBI图像，显示M87喷流呈抛物线形状；而在HST-1之外，喷流则变为圆锥形。

VLBI技术用于深空探测的基木原理

VLBI技术是目前角分辨率最高的天文观测技术，当基线长度达到上万公里的量级，其测角精度能够达到20-30nrad。利用VLBT技术可以直接测量得到探测器的角度数据、对探测器横向位置和速度有较好约束；传统的多普勒测速和伪码测距方法可以直接测得探测器的径向距离及速度，对探测器视向位置和速度具有较好的约束，利用这两种数据进行联合定轨，能够有效的提高定轨精度，从而满足深空探测需求。首先选择探测器附近空间区域内的河外射电源进行观测，通过对观测数据进行相关处理，可以得到河外射电源发射的射电信号到达地面两个天线的时间差。这个时间差被称为河外射电源观测时延。

为了能够成功解算探测器位置，需要至少3个以上台站参加VLBI观测，因为当仅有3台站参加观测时，由于仅存在2个独立观测量(3台站只能构成2条独立基线向量),若由此确定探测器的三维方向弦，需要同时采用测距观测数据，这样测距观测数据的误差将会影响方向余弦的测定精度。如果需要完全且防立由VLBI观测量确定探测器的方向余弦，则至少需要3个以上台站(不含3个)参加观测)最少4台站才能构成3条独立基线向量)。在实际执行VLBI观测任务时，希望能有尽可能多的台站参加观测，一方面这样能够增加观测基线的数目，从而得到更多的观测结果，增加对观测目标的约束，提高观测精度；另一方面更多的台站参加观测可以相互冗余备份，当其中一个台站出现问题时，不影响整个观测任务的完成。

技术内容

干涉测量法的工作原理

迈克尔逊干涉仪是干涉测量中常用的工具，由Albert Abraham Michelson（*获得诺贝尔科学奖的美国人）于1887年发明。他发明了镜组和半透半反镜组（分光镜）系统，可将来自相同光源的分离光束融合在一起进行干涉测量。激光干涉测量法是一种完善的高精度测距方法。

基本原理

迈克尔逊干涉仪一般可将相干光源的单条射入光束分成两条相同的光束。每条光束的传播路径（称为光程）不同，并在到达探测器之前重新会合。每条光束的传播距离不同使它们之间产生相位差。正是该相位差在初相同的光波之间形成可通过探测器进行识别的干涉条纹。如果单条光束沿两个光路分开（测量和参考光路），则利用相位差便可判断出所有可改变光束相位的因素。这可能是光路长度本身的物理变化，或者是光束传播介质的折射率的变化。

基线测量

基线测量指精确测量地理坐标系下两点或多点之间的绝对位置信息或相对位置信息，是实现信息融合、信息精确控制的关键。过去采用因瓦基线尺对基线直接丈量，但在电磁波测距法获得发展之后，绝大部分用电磁波测距仪对基线直接进行测定。基线测量是根据基线点的设计坐标和已知控制点的坐标的关系，按测量点的平面位置的方法标定出来。

系统组成

1、甚长基线干涉测量的组成单位为射电望远镜，射电望远镜包含收集无线电波的定向天线、放大电波信息的高灵敏度的接收机、信息记录终端、氢原子钟保证时间同步、处理和显示系统五大部分。一个完整的VLBI系统需要至少两个观测点。

2、数据处理中心。定向天线收集同一天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录和显示的形式，终端设备把信号记录下来，并按特定的要求进行数据回放和处理，然后显示大地测量学的延迟和延迟率观测量等。

测量方式

1、投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦，因此，射电望远镜天线大多是抛物面。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不大于λ/16～λ/10，该望远镜一般就能在波长大于λ的射电波段上有效地工作。

2、对米波或长分米波观测，可以用金属网作镜面；而对厘米波和毫米波观测，则需用光滑精确的金属板(或镀膜)作镜面。

3、从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波，必须达到一定的功率电平，才能为接收机所检测。检测技术水平要求最弱的电平一般应达10~20W。射频信号功率首先在焦点处放大10～1000倍，并变换成较低频率(中频)，然后由电缆将其传送至控制室，进一步放大、检波，最后以适于特定研究的方式进行记录、处理和显示。

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。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。

实际应用

基础学科

在基础研究方面，对于射电天体的毫角秒级的高应用学科分辨率观测，可深入到类星体、星系核的能源核心部分，探索能量的发生机制和传递方式等基本的天体物理问题在天体测量方面射电源的班定位，达到千分之几角秒，用河外射电源建立天球参考系是天文学的基础性工作。

应用学科

地质学

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。

具体用途

观测卫星

中国科学院的VLBI网是测轨系统的一个分系统，它由北京市、上海市、昆明市和乌鲁木齐市的四个望远镜以及位于上海的天文台的数据处理中心组成。这样一个网所构成的望远镜分辨率相当于口径为3000多公里的巨大的综合望远镜，测角精度可以达到百分之几角秒，甚至更高。

VLBI测轨分系统的具体任务是获得卫星的VLBI测量数据，包括时延、延迟率和卫星的角位置，并参与轨道的确定和预报。具体的任务，比如说完成卫星在24小时、48小时周期的调相轨道段的测轨任务。完成卫星在地月转移轨道段、月球捕获轨道段以及环月轨道段的测轨任务。并且还要参加调相轨道、地月转移轨道、月球捕获轨道段的准实时轨道的确定和预报。

VLBI测轨分系统从2007年10月27日起，即卫星24小时的调相轨道段的第一天正式实施对嫦娥一号的测量任务。如今已经完成了24小时、48小时调相轨道、地月转移轨道段和月球捕获轨道段的第一天总共十天的测量任务。

VLBI分系统的各测站数据处理中心设备工作正常，VLBI测量数据及时传输到北京市的航天飞控中心，数据资料很好，满足了工程的要求，为嫦娥一号卫星的精确定轨作出了贡献。

观测黑洞

天文学家通过甚长基线干涉技术（VLBI），能够将相距很远的几台望远镜联合为一台虚拟望远镜。这样的望远镜具有非常高的分辨率，可以用来观测黑洞边缘的事件视界。

2015年1月13日，在德国马普射电天文研究所（MPIfR）天文学家的努力下阿塔卡玛探险者实验（APEX）与阿塔卡玛大型毫米波天线阵（ALMA）成功联合观测，组成一个2.08公里的虚拟望远镜，与7000公里外的南极望远镜（SPT）进行了连接。它们通过甚长基线干涉技术（VLBI）连接在一起。更大的望远镜可以进行更敏锐的观测，而干涉可以让多个相距遥远额望远镜像一个望远镜一样工作，并且其尺度与望远镜之间的距离——也被称为“基线”——一样大。使用VLBI，可以通过尽可能增大望远镜的间隔而得到更清晰的观测结果。

联合望远镜最先指向了两个已知的黑洞——一个是银河系的人马座A*，另一个位于1000万光年以外的半人马A星系中。这项观测中，智利的APEX望远镜与相距7000公里的南极SPT进行了连接，其分辨率比以往所有对南半球天空的观测都要高。

甚长基线干涉技术使得科学家能够将多座位于世界各地的射电望远镜联网，建立起一座更大的虚拟望远镜，观测能力更加强大。有了这个巨大的望远镜后，科学家就能够对银河系中央的黑洞进行观测，该黑洞被命名为人马座A*，有望观测到黑洞周围出现的亮环。

取得成就

中国科学院新疆天文台研究员崔朗牵头的国际合作团队利用欧洲VLBI网（EVN）、中国VLBI网（CVN）联合新西兰Warkworth 30米射电望远镜，对射电星AR Sco实施了多历元VLBI相位参考观测，成功测量了该射电星的高精度三角视差和自行，测量精度都在1%以内。相关成果已发表在《皇家天文学会月刊》（ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society ）上。

射电星AR Sco是目前发现的唯一一例射电脉冲白矮星双星系统，由一颗高速旋转的磁白矮星和一颗光谱型为M5的主序星伴星组成。观测显示其具有很宽的能谱分布，从射电到X射线波段均有辐射，且在射电、红外、光学及紫外波段都存在脉冲信号。对AR Sco开展高精度VLBI天体测量研究，不仅可以增加ICRF和GCRF连接的样本点，还能更好地限制其射电辐射区尺度等物理参数，对理解这一稀缺天体类型的辐射机制、演化过程等都具有重要意义。

国际顶级期刊《自然》发表由中国科学家领衔的国际科研团队最新科研成果，团队通过分析多个甚长基线干涉测量（VLBI）网在2000年至2022年的观测数据，发现M87星系中心黑洞喷流呈现周期性摆动，摆动周期约为11年，振幅约为10度。这一现象符合阿尔伯特·爱因斯坦的广义相对论中关于“如果黑洞处于旋转状态，会导致参考系拖曳效应”的预测，为黑洞自旋的存在提供了有力观测证据。

特点优势

1、VLBI延迟和延迟率是纯几何观测量，其中没有包含地球引力场的信息，因此观测量的获得也不受地球引力场的影响。

2、VLBI是相对测量，仅利用VLBI技术只能测定出两个天线之间的相对位置，即基线矢量b，而不能直接测出各天线的地心坐标。

3、为了确定VLBI测站的地心坐标，通常是在一个测站上同时进行VLBI和激光测卫（SatelliteLaserRanging，SLR）观测，即并置观测，利用SLR技术所测得的地心坐标为基准，进而推算出其他VLBI测站的地心坐标。

4、由于射电源的赤经α和地球自转的变化之间有直接的关系无法独立地从延迟和延迟率观测量中解算出来。因此，VLBI技术不能独立地确定射电源参考系的赤经原点，它必须用其他技术来测定。

5、延迟率观测量中不包含基线分量Z的影响。所以，仅由延迟率观测无法解算出基线分量Z。另外，将延迟率的数据加到延迟数据中，并不会减少为求得所有未知参数所需观测的射电源数目。延迟率仅作为辅助观测量参加数据处理和参数解算，而起决定作用的是延迟观测量。

技术缺陷

1、VLBI技术虽然突破了传统射电干涉仪必须有电连接的限制，使得观测更为灵活，并且使得采用流动VLBI成为可能。但是也带来了由于观测磁带的运输，使得数据处理滞后的问题。

2、VLBI技术观测数据输出代价极为庞大，因此无法通过卫星数据传输。

3、受地球大小的限制，地面VLBI的最长基线只能达到1万千米。如果想要提升基线长度需要将观测点放到月球或卫星上，但测量点之间的数据传输无法实现。

研究进展

e-VLBI

e-VLBI(e-Very Long Baseline Interferometry)是甚长基线干涉技术与高速网络技术相结合的一种全新的天文观测手段，射电天文望远镜将观测数据通过高速网络准实时地传送到相关处理中心进行处理，并实时获取相关干涉处理结果。它取代了传统的磁带(或硬盘)记录和运输，大幅降低了数据的记录成本，提高了观测数据的时效性。

e-VLBI技术在国际上发展迅速，1975年，在美国和加拿大之间通过卫星通信开展了数据速率为20Mbit/s的首次实时e-VLBI试验。2000年以后，美国、日本和欧洲均进行了e-VLBI实验，技术和应用水平领先。中国VLBI网是由中国科学院上海天文台牵头建设，由五站一中心组成，包括上海佘山站25米和天马站65米射电望远镜、北京密云站50米射电望远镜、云南昆明站40米射电望远镜、乌鲁木齐市南山站25米射电望远镜，以及位于松江区的VLBI数据处理中心。2007年，欧洲、澳大利亚和中国联合进行首次跨越三大洲256Mbit/s 速率的e-VLBI试验演示，并通过JIVE相关处理机实时获得清晰条纹。这是中国VLBI网观测站首次参加国际e-VLBI 观测。

空间VLBI

目前的地面VLBI观测在许多情况下和很大程度上分解了类星体、活动星系核和银河系脉泽源等目标，但也发现不少射电源中有些致密成分，地面VLBI观测不能加以分解。研究表明，理论模型常常不能唯一地满足观测结果。为了进一步深入地作天体物理学研究，需要在更精细的尺度上描绘出射电源的射电图像。这只能通过进一步提高VLBI分辨率来实现。提高分辨率的途径之一是提高观测频率，但这受到天线条件等技术限制和大气相位起伏的限制，而且射电各波段的观测都有其独立的意义。因此，提高分辨率的另一途径—继续延长基线，突破地面局限，建立VLBI空间站，便是VLBI发展的一种必然趋势，它将给天体物理学以新的推动力和深刻影响。

SVLBI(空间甚长基线干涉测量)在大地测量学和地球动力学方面有重要的潜在应用，其中最困难的任务之一是精确确定SVLBI卫星的轨道。这项工作研究了几种可能能够确定空间VLBI卫星轨道的技术。然后，根据卫星的类型和特点、大地测量研究的要求以及GNSS(GPS，伽利略·伽利莱)卫星跟踪空间VLBI卫星的几何形状，确定了SVLBI卫星(TEST-SVLBI)的6个约翰尼斯·开普勒要素。设计了一个程序来分析网络中各站对不同高度空间的覆盖范围，并以此设计了TEST-SVLBI跟踪网络。研究了网络跟踪测试-SVLBI的效率，并给出了结果。

国际合作

与美国NASA在空间大地测量领域的合作

1990年代，在叶叔华院士的积极推动下，中国科学院与美国国家航空航天局（美国航空航天局）首次签署了空间大地测量合作同意函，在这个框架下，合作同意函经过多次续签，双方在人员交流、观测协作、设备升级等方面取得了丰硕成果。合作内容主要是将空间技术应用到地球动力学研究，并拓展到天体测量学、天体物理等领域，包括交换卫星激光测距数据、发展甚长干涉测量（VLBI）技术并实现联合观测、建立国际天球参考架（ICRF）和地球参考架（ITRF）、测定地球自转参数（EOP）、开展亚太空间地球动力学合作等。

亚太空间地球动力学计划（APSG）

由叶叔华院士倡导并得到亚洲太平洋地区众多国家和地区支持的“亚太空间地球动力学计划”(APSG)（1996.05-）是一项内容广泛的国际合作项目。ASPG中央局(秘书处)设在上海天文台天文地球动力学研究中心。至今APSG计划已经组织了多次VLBI和SLR国际联测，参加GPS全球网，已在板块运动和地球参考架，亚太地区地壳形变、海平面变化、GPS气象学、地球重力场、综合孔径雷达干涉技术等等领域取得广泛成果，先后在新加坡，韩国，俄罗斯，美国等地召开十余次APSG工作和学术会议,交流研究进展和成果。

国际大科学工程平方公里阵（SKA）

方公里阵射电望远镜（SKA）项目是中国继ITER项目之后参加的第二大国际科学工程项目，也将是世界上最大的射电望远镜，其产生的数据将比任何其他天文仪器高若干个数量级。所有这些数据将由在多个跨国机构工作的数百名科学家分享和使用。为了充分发掘这些数据的科学潜力，实现具有突破性的科学发现，全球平方公里阵列射电望远镜团体必须开发专门技术和建立专门知识体系以支持科学团队利用SKA天文台发布的数据产品进行科学探索奖。中国与澳大利亚（包括新西兰）联合提出建设SKA亚太科学数据中心，在科学和技术方面深度合作，共享数据，为亚太区域乃至全世界用户提供计算资源和科学产品。

中美射电天文科学和技术合作

2011年，上海天文台和美国国立射电天文台（NRAO）签署了合作协议，在射电天文科学和技术方面开展合作，取得了丰硕成果。双方轮流主办射电天文前沿学术论坛，已共同举办五届，有效推动了中美双方科学家之间的交流合作。NRAO对中国用户特别开放VLBA望远镜资源，每年100小时，观测申请通知累计发布五次，已完成30项观测，共计557小时，有力促进了中国VLBI科研团队尤其是青年学者和研究生利用国际一流望远镜设备快速成长。2012年，合作研制了天马望远镜C波段（4-8GHz）致冷接收机系统，于2013年5月安装调试，达到国际一流指标。开展了数字天文终端和天线控制系统的合作研究，合作研制的多功能数字终端助力天马望远镜脉冲星观测，取得了亮点成果。助理研究员赵薇和博士生高峰参加NRAO主持的超脉泽宇宙学项目（The Megamaser Cosmology Project, 简称MCP），MCP是NRAO的为数不多的关键科学项目之一，是目前国际上最先进的宇宙学参数的测量方案之一，高峰和赵薇已发表/投稿了高质量学术论文，引起国际同行的关注。