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{{NoteTA|G1=Physics|zh-cn:甚长基线干涉测量;zh-tw:特長基線干涉測量法}}

[[File:The Southern Milky Way Above ALMA.jpg|thumb|[[阿塔卡玛大型毫米波天线阵]]中的一些射电望远镜]]
[[File:Smithsonian Submillimeter Array.jpg|thumb|夏威夷[[莫纳克亚山天文台]]的八个[[次毫米波阵列望远镜]]]]

'''甚长基线干涉测量'''（{{lang-en|'''V'''ery-'''l'''ong-'''b'''aseline '''i'''nterferometry}}, '''VLBI'''），是[[射电天文学]]中使用的一种射电[[干涉 (物理學)|干涉]]测量技术。这种技术将来自不同[[天文望远镜]]的观测[[信号]]送往[[相关器]]进行联合处理<ref name=":02">{{cite book|author1=李征航|author2=魏二虎|author3=王正涛|author4=彭碧波|title=空间大地测量学|publisher=武汉大学出版社|ISBN=978-7-30-707574-0|pages=104 - 159|last=|first=|year=|isbn=|location=}}</ref>，使其组成一台[[口径]]相当于多台望远镜之间距离的虚拟[[射电望远镜]]。<ref>{{cite web|title=Astronomers Demonstrate a Global Internet Telescope|url=http://www.jive.nl/astronomers-demonstrate-global-internet-telescope|accessdate=2011-05-06|archive-date=2017-06-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20170614070849/http://www.jive.nl/astronomers-demonstrate-global-internet-telescope|dead-url=no}}</ref>通过对同一深空[[射电源]]进行测量，可以高精度地确定两台望远镜之间的距离和方向。其中，望远镜间的距离由射电信号到达两台望远镜中的[[天线]]的时间延迟差确定，望远镜间的方向则通过其与射电源方向的夹角确定。

在干涉测量技术中，望远镜的[[角分辨率]]与其[[口径]]的宽度成正比。在传统的[[联线干涉测量]]技术中，望远镜需要通过[[电缆]]、[[波导管]]和[[光纤]]等传输方式进行联接，使得干涉测量基线的长度受到限制。甚长基线干涉测量技术通过高精度、高稳定性的[[原子钟]]和高密度的记录设备，将信号与其被接收的[[时刻]]相关联，并通过事后回放的方式对观测数据进行比对，从而使望远镜之间的距离不再受到联线干涉测量中[[电缆]]距离的限制。<ref>{{Cite web|title=甚长基线干涉测量技术在深空探测中的应用--《中国宇航学会深空探测技术专业委员会第七届学术年会论文集》2010年|url=http://cpfd.cnki.com.cn/Article/CPFDTOTAL-LGCD201008001093.htm|accessdate=2020-03-31|work=cpfd.cnki.com.cn|archive-date=2021-02-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20210228233413/http://cpfd.cnki.com.cn/Article/CPFDTOTAL-LGCD201008001093.htm|dead-url=no}}</ref>因此，组成干涉测量基线的望远镜之间的距离可以跨越[[大洲]]，达到数千甚至上万公里。通过发射[[卫星]]天线到太空中，干涉测量基线的距离还可以超越[[地球]]的[[直径]]，并使[[对流层]]和[[电离层]]对观测信号的影响得以被消除或减弱，这一技术又被称为'''太空甚长基线干涉测量'''（{{lang-en|'''S'''pace '''VLBI'''}}, '''SVLBI'''）技术。<ref>{{Cite journal|title=空间VLBI观测量估计大地测量参数的模拟计算|url=http://ch.whu.edu.cn/CN/abstract/abstract2569.shtml|last=魏二虎|last2=刘经南|journal=武汉大学学报信息科学版|issue=10|volume=31|pages=875–878|language=zh-cn|issn=1671-8860|last3=李征航|last4=施闯|last5=WEI Erhu|first5=LIU Jingnan}}{{Dead link|date=2020年7月 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>

甚长基线干涉测量技术可用于[[天文测量]]，其高分辨率的特性使其能获得[[深空天体|深空]][[射电源]]的清晰图像，并对[[航天器]]进行精密的定位<ref>{{Cite journal|title=深空探测VLBI技术综述及我国的现状和发展|author=朱新颖, 李春来, 张洪波|url=https://www.yhxb.org.cn/CN/abstract/abstract3258.shtml|date=2010-09-27|journal=宇航学报|issue=|doi=|others=|year=|volume=31|page=1893-1899|pmid=}}{{Dead link|date=2020年6月 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>。而天文测量技术也能用于[[大地测量学|大地测量]]领域，解决地球的定位和[[地球定向参数|定向]]问题，建立稳定的[[天球坐标系统|参考系统]]和[[國際天球參考架|參考框架]]，以毫米级的精度测定[[板块]]间的运动参数等。

== 基本原理 ==

=== 干涉测量 ===
根据[[瑞利]]判据，光学仪器的[[角分辨率]] <math>\theta</math> 与入射[[电磁波]]的[[波长]] <math>\lambda</math>，以及该仪器的[[口径]] <math>a</math> 的关系式为 <math>\theta = \lambda / a</math>. 即在观测的电磁波波长不变的情况下，仪器的口径越大，其角分辨越小，分辨能力越高。对于[[射电天文学]]，其观测的[[电磁波]]波段为[[无线电波]]，其波长在[[毫米|毫米级]]以上<ref>{{Cite web|title=The World's Largest "Radio" Station|url=https://www.hep.wisc.edu/~prepost/ELF.pdf|date=2005|last=Altgelt|first=CA|publisher=High Energy Physics @ [[University of Wisconsin–Madison|UW Madison]]|website=hep.wisc.edu|access-date=9 Jan 2019|archive-date=2018-12-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20181223014511/http://www.hep.wisc.edu/~prepost/ELF.pdf|dead-url=no}}</ref>，比波长在亚[[微米|微米级]]的[[可见光]]要长数千到数十万倍。为达到与[[光学望远镜]]相同的分辨率，早期的[[射电望远镜]]只能寻求更大的口径，但仍难以满足天文观测的需要。

=== 基线测量 ===
对于位置不同的望远镜，来自同一[[射电源]]的光线会在不同的时刻进入望远镜的接收[[天线]]，这两个时刻的时间间隔被称为'''[[时间延迟差]]'''。时间延迟差即包含了光在传播距离上的差异（即两个天线之间的'''几何延迟差'''），也包含了传播过程中受[[地球大气]]、天线的接收和处理装置，以及望远镜所使用的[[原子钟]]的同步误差等。因此，两台望远镜所观测到的，来自同一射电源的信号是不同步的，两者经过相关处理后能够得到'''[[干涉条纹]]'''。在理想状态下，时间延迟差的真实值 <math>\tilde{\tau}</math>、两个天线所组成的[[基线|基线向量]] <math>\vec{b}</math>，以及射电源方向相对于基线的夹角 <math>\theta</math> 可组成如下的观测方程：<ref name=":02" />

<math>\tilde{\tau} = \frac{1}{c}\lVert \vec{b} \rVert \cos{\theta}</math>

其中，<math>c</math> 为[[光速]]。由于射电源与地球的距离远大于基线的长度，射电源几乎是[[平行]]地入射到两台望远镜内，因此 <math>\theta</math> 对于两台望远镜是几乎相同的。

== 系统组成 ==
甚长基线干涉测量系统主要由[[天线]]、[[接收机]]、数据记录终端、[[原子钟]]和[[时间同步|时间同步系统]]以及相关处理系统等部分组成。<ref name=":02" />[[射电源]]的[[电磁波]]信号通过[[抛物面]]状的反射天线面集中到天线[[馈源]]，由馈源转换为高频[[电信号]]并传输给接收机。接收机对高频电信号进行放大后，[[混频]]到[[中频]]的[[基带|基带信号]]上，使信号能够记录于数据记录终端中。原子钟负责提供高频率和高稳定度的频率基准，为数据记录提供精确的记录时间，时间同步系统则负责将不同来源的时间比对到统一的标准时间上。相关处理机则对记录到的观测信号进行[[相关]]处理和分析，得到干涉测量[[图像]]、信号间的时间延迟差和时间延迟率等基本观测量。

== 參見 ==
*[[超長基線陣列]]
*[[中國深空測控網]]

==参考资料==
{{reflist}}

==外部链接==
*[http://www.merlin.ac.uk/e-merlin/ E-MERLIN] {{Wayback|url=http://www.merlin.ac.uk/e-merlin/ |date=20210419034830 }} fibre-linked radio telescope array used in VLBI observations
*[http://www.expres-eu.org EXPReS] {{Wayback|url=http://www.expres-eu.org/ |date=20210411081416 }} Express Production Real-time e-VLBI Service: a three-year project (est. March 2006) funded by the European Commission to develop an intercontinental e-VLBI instrument available to the scientific community
*[http://www.jive.nl JIVE] {{Wayback|url=http://www.jive.nl/ |date=20210316112222 }} Joint Institute for VLBI in Europe
*[http://ivscc.gsfc.nasa.gov/ The International VLBI Service for Geodesy and Astrometry (IVS)] {{Wayback|url=http://ivscc.gsfc.nasa.gov/ |date=20130815140256 }}
*[http://ivsopar.obspm.fr/ IVSOPAR: the VLBI analysis center at the Paris Observatory] {{Wayback|url=http://ivsopar.obspm.fr/ |date=20210412030351 }}
*[https://web.archive.org/web/20110706182028/http://www.geod.nrcan.gc.ca/edu/geod/vlbi/vlbi05_e.php "VLBI - Canada's Role"]
{{Radio astronomy}}
{{空间大地测量学}}
[[Category:天文成像]]
[[Category:干涉测量学]]
[[Category:射电天文学|電波天文學]]
[[Category:大地测量学]]
[[Category:射电望远镜|電波望遠鏡*]]