VLBI即甚长基线干涉的测量, 就是把几个小望远镜联合起来, 达到一架大望远镜的观测效果。这是因为, 虽然射电望远镜能“看到”光学望远镜无法看到的电磁辐射, 从而进行远距离和异常天体的观测, 但如果要达到足够清晰的分辨率, 就得把望远镜的天线做成几百公里甚至地球那么大。
VLBI测量的主要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。其原理图如图1。
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。
1 VLBI测量的基本原理
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。
两台使用独立本振信号的射电望远镜A和B同时对某一射电源进行观测, 利用射电干涉测量原理测定信号到达A, B两站的时间延迟t以及延迟率, 从而精确的测定基线向量及从射电望远镜至射电源的方向的一整套方法和技术称为甚长基线干涉测量。
某一时刻射电望远镜A和B同时对某星体进行测量。由于星体距离地球至少数万光年, 故从同一射电源发出的到达A和B的信号可视为相互平行。信号的波前即为垂直于信号传播方向的一个平面。也就是说当射电信号到达望远镜B的同时在经过时间t到达望远镜A, 将t称为时间延迟。令为基线向量;为射电望远镜至射电源方向上的单位向量。θ为和之间的夹角。
在瞬时坐标系中, 矢量可表示为:
式中 (XA, YA, ZA) 和 (XB, YB, ZB) 分别为A, B两点的三维指教坐标系。
甚长基线干涉测量对点的绝对坐标并不十分敏感, 能精确测定两点间的坐标差。单位矢量在瞬时地球坐标系中科表示为:
其中α, δ为射电在瞬时天球坐标系中的赤经和赤纬, SG为观测时刻的格林尼治真恒星时。即甚长基线干涉测量得观测方程为:
目前常用的河外类星体的赤经和赤纬已经能精确确定, 在数据处理时作为已知值, 在上式中只含有3个未知数, 即基线向量的三个分量。若将类星体的坐标也作为未知参数进行求解, 未知数个数为 (3+2n) 个, 其中n为甚长基线干涉测量重所观测的射电的个数。在实际作业时许多改正项中的参数也要作为未知参数一起估计, 故参数的个数可达十个或更多。当仪器设备的性能有重大改进或数据处理的方法模型有重大改进, 能精确求得赤经和赤纬时, 可将它们视为待定参数重新求解, 否则在解算中可将它们视为已知值。
2 VLBI测量的应用
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。
VLBI主要应用于以下三个方面。
(1) 用VLBI来测定基线向量, 其相对精度较高, 是监测板块运动和建立维持全球参考框架的主要方法之一。
(2) VLBI是测定极移和日长变化的主要方法之一。目前利用VLBI测定极移的精度可优于1毫角秒;测定日长变化精度可以优于0.05ms。
(3) 由于河外射电源离我们的距离十分遥远, 所以从地球上所“看到”的各河外射电源的方向是固定不变的。于是VLBI就成为建立惯性坐标系的一种重要手段, 而且类星体又能在相片上生成类似与恒星的点状成像, 所以VLBI还能把天文光学观测的成果与惯性坐标结合起来。
3 VLBI在我国的应用
我国首次引入VLBI天文测量手段为嫦娥一号定轨。
中国科学院的VLBI网是测轨系统的一个分系统, 它目前由北京、上海、昆明和乌鲁木齐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卫星的测量任务。现在已经完成了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。
摘要：随着测量技术的不断发展, VLBI技术得到了较为广泛的应用, 本文结合其原理, 分析探讨了该种测量方法的应用, 以及在我国的应用进行了阐述。
关键词：测量,VLBI,原理,应用
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