—— 甚长基线干涉仪 （VLBI ） 光的干涉的最早实验就 右图所示的仪器工作原理是这样 是我们所熟悉的杨氏干 的:来自远方星球的光线经过反射 镜A 、B 以及C凯时k66会员登录_凯时凯时k66会员登录_凯时、D分为两路光。如 涉凯时k66会员登录_凯时。后来凯时k66会员登录_凯时，迈克尔逊利 果发自光源发出的光是相干的，则 用光干涉原理成功地进 经过透镜后，可以在屏幕上形成干 涉条纹图案。如果把反光镜D沿箭 行了光速的测定和长度 头所示的方向左右移动，则右边的 的测量凯时k66会员登录_凯时，并广泛地发展 光路径就改变，从而改变了两路 了干涉仪的应用。 光波相互之间的相位关系，光波的 干涉条纹也会发生变化。由这个 变化凯时k66会员登录_凯时，可测出反光镜D所移动的距 离凯时k66会员登录_凯时，从而可进一步计算出星球的角 直径，再用三角测量方法得到星 球到太阳的距离，可以算出星球的 这实际上就是一个麦克尔逊 线直径。 干涉仪。 射电天文学是在无线电波段研究天体的学科凯时k66会员登录_凯时。其主要 的工具就是射电望远镜凯时k66会员登录_凯时。 20世纪的天文学中的四大发现- 星际分子凯时k66会员登录_凯时、宇宙微波背 景辐射、中子星、类星体全都是依靠射电望远镜实现 的 用射电望远镜观测 到的微波背景辐射 然而凯时k66会员登录_凯时，由于两者的波长相差百 我们知道，太阳和恒星能发出电磁辐射，其 万倍凯时k66会员登录_凯时，射电望远镜要象光学望 范围从短波到长波，或者说，从x射线到无线 远镜那样观测到天空的细节却 电辐射. 十九世纪末，人们曾试图接收来自太 是极其困难的。 阳的无线电辐射，但这些尝试都未获得成 因为望远镜的分辨本领是 功。一直到无线电理论和技术大大发展之 1.22λ/d 后凯时k66会员登录_凯时，无线电波才初次对天文学有所贡献.这项 新的天文成果有着预料不到的重要性凯时k66会员登录_凯时，射电 同等口径的射电望远镜比光学 天文学迅速地成了天文学的一个重要分支.主 望远镜的分辨本领相差数万 要的原因是，无线电波的波长比光波的波长 倍凯时k66会员登录_凯时。所以为了得到高分辨率凯时k66会员登录_凯时凯时k66会员登录_凯时， 要长一百万倍左右。因此，对光波不透明的 通常其口径都达到了几十米的 空间区域凯时k66会员登录_凯时，对无线电波却常常是透明的凯时k66会员登录_凯时，反 级别凯时k66会员登录_凯时。 之亦然。 射电天文学上凯时k66会员登录_凯时凯时k66会员登录_凯时，单天线成 像只能依靠扫描，效率很 低。固然近年发展出的多 束接收系统可以大大提高 效率凯时k66会员登录_凯时，但终究也是有很多 麻烦凯时k66会员登录_凯时，何况单天线还受波 长导致的分辨率限制凯时k66会员登录_凯时。射 电干涉技术则可以突破单 天线的种种缺陷凯时k66会员登录_凯时，因而发 单台射电望远镜所接收 挥了愈加重要的作用。 到的信号 射电天文学的兴起与二战期 间的雷达研究密不可分凯时k66会员登录_凯时。出 身于该领域的Joseph Lade Pawsey 受战时接触的无线年起 对太阳进行射电观测。1946 年，他根据反射原理让高处 的天线接收来自太阳和海水 反射的信号，建成了第一架 射电干涉仪并确认了地球无 线电干扰和黑子活动的联 系，宣告了射电干涉观测的 开端凯时k66会员登录_凯时。 射电干涉仪利用的是辐射在不同天线之间的程差导致 的各接收信号之间的相位差，随着地球的自转，天体 相对某天线的入射方向会发生变化，程差和相位差也 随之变化，将各束信号送入接收机，不论是进行相加 还是相关 （相乘）凯时k66会员登录_凯时凯时k66会员登录_凯时，输出结果当程差为波长整数倍时 会增强，半波长奇数倍时减弱，于是产生周期性变化 的图样，形成干涉条纹。根据干涉仪的功率方向图表 达式可以推出，干涉仪的口径相当于天线之间的距离 （基线长度）。这与光的干涉测量相似。为了减少功 率方向图中的干涉瓣凯时k66会员登录_凯时，可以增加天线的数目凯时k66会员登录_凯时，这也是 干涉仪阵列往往由很多天线组成的原因。 为使整个干涉系统 有足够高的测量精 度，要求时钟信号 极为精确凯时k66会员登录_凯时。电波传 播速度即为光速。 一微秒的时间测量 误差就会引起约三 百米的视距离误 差凯时k66会员登录_凯时凯时k66会员登录_凯时。所以在要求较 高的工作中 ﹐使用 频率稳定度达10 的 氢原子钟。 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) 凯时k66会员登录_凯时。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﹐成数量级的提高凯时k66会员登录_凯时。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 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。 射电望远镜所得图像 测量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。 甚长基线虽然能通过拉长基 线来提高角分辨率，但是提 高不了极限星等凯时k66会员登录_凯时。因为望远 镜所搜集到的光子的总能量 并没有因为基线的拉长而增 加，这个时候就需要真正的 加大望远镜的口径，以此来 美国口径100m的射电望远镜 搜集更多的光子凯时k66会员登录_凯时。 位于一座死火山的火山口 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。 在天文学方面发现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凯时k66会员登录_凯时。 我国上海和乌鲁木齐的两 台25 米射电望远镜以其巨大 的地理位置的优势跻身于世 界之林。以在欧洲网中的地 位来说，上海25 米口径射电 望远镜的加入，使基线 米射电望远镜处在 欧亚大陆连接点凯时k66会员登录_凯时，特殊的地 理位置凯时k66会员登录_凯时凯时k66会员登录_凯时，使欧洲VLBI 网观测 精度提高了4 ～5倍。欧洲网 联合研究所所长高度评价 说：“ 上海和乌鲁木齐在这个 国际网中占有举足轻重的地 位凯时k66会员登录_凯时凯时k66会员登录_凯时。” 世界各地的射电望远镜所组成 的巨型干涉网 其更进一步是将基线延伸到太 空，组成太空VLBI 网。对此 亦有过尝试，如1997年发射、 2005年退役的HALCA 凯时k66会员登录_凯时，在倾 角31度的椭圆轨道上运行，远 地点高度达21375公里。 HALCA依靠8米口径的网状反 射面接收信号，负有重要的试 验任务，测试了大型天线的展 开、精密指向控制凯时k66会员登录_凯时、在轨接收 机和宽带传输设备等关键技 太空射电望远镜 术凯时k66会员登录_凯时，观测目标则主要集中在了 河外射电源方面。 望远镜能观测到的物体的最低星等称为极限星等 星等是对天体亮度的定义，星等越小就越亮。太阳的 极限星等为-26 ，夜晚看到的最亮的恒星天狼星为1 等，金星为-1等，人眼的极限星等为6等
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