Baseline 基线的概念

在射电天文学中，基线是连接两个射电望远镜构成的矢量，主要用于干涉测量，以确定观测中某颗源”相位中心”的条纹率，一条基线对应傅里叶空间中的一个点。

对于具有N个元素的干涉仪，有N（N-1）/2个独立的基线。靠近在一起的天线对善于测量源中的大尺度结构，而长基线具有更好的分辨率和解析精细结构。

首先是“基线”，即干涉阵中两个天线所构成的矢量，它是干涉测量的基础概念，一条基线对应傅里叶空间中的一个点。基线由阵列的布局决定。

物理基线

物理基线是在三维空间中，两个天线之间的几何连接。投影基线是该三维的物理基线在二维平面上的投影，该二维平面由观测方向决定。在地面参考系（In Terrestrial Reference Frame，ITRF）中，物理基线是常数，不会变，但是投影基线却会随着地球的自转而改变，因为在天空参考系里，源固定不动，因此投影基线所在的二维平面在随时变化。

杨氏双缝实验

干涉模式随基线baseline 𝐵B （两狭缝之间的距离）和波长𝜆λ 的变化。调整下面的baseline和wavelength滑块，观察右边条纹的变化：baseline越长，条纹频率越高（间隔越窄），波长越短，条纹频率也越高。

最早的双缝实验验证了光的波动性质，光源只是被用来照亮狭缝。现在反问一下自己，如果给定一个双缝装置，我们是否能利用它获得一些光源信息？是否能利用双缝实验做成一个测量设备，也就是 干涉仪 呢？

假定移动位置，我们注意到，长基线对源的位置变化很敏感，而短基线则没有那么敏感。在第四章我们将学习到，干涉仪的空间分辨率（可以区分出的最小源间距离）由𝜆/𝐵λ/B决定，而传统望远镜的空间分辨率由𝜆/𝐷λ/D决定，其中𝐷D为天线（或者镜子）的口径。这是一件非常幸运的事实，因为长基线的造价要比大口径低很多！

然而，由于干涉模式的周期性，长基线测到的位置并不明确。相反，短基线正好能解决上述问题.

如下：

短基线的效果：

最早的visibility的出现，在杨氏双缝实验就已经使用了术语“可见度”visibility，该术语最早指的是干涉模式中亮纹和暗纹间的对比度。

现代干涉仪用的是复可见度，是复数。一个复可见度的振幅，或者可见度振幅，对应了干涉模式的亮度，可见度相位对应了相对相位（在我们的模拟实验中，指的是屏幕中央条纹的相位）。一个复数就表示了光源了所有信息，然而，双缝实验显示了整个干涉模式，屏幕上模式的变化完全取决于“盒子”（一般是用于测量的仪器）的几何规格，光源的信息内容只有幅度和相位。

到目前为止，我们仅仅只是关注了测量源的属性。显然，干涉模式对仪器的几何性质也很敏感。根据上述现象引申出了干涉仪的许多其它应用，从大地测量VLBI（通过对已知源的射电干涉探测，精确测出天线位置的变化，从而得到大陆的漂移量），到最近LIGO做的引力波探测（以激光作为光源，通过干涉模式测出由引力波引起的时空的微小扭曲，也就是干涉仪的几何改变）。

上面的双缝实验模拟器已经向我们展示了，不同基线长度，其干涉模式传递了天空的某项特定信息。在下面的例子中，对同一条基线，三个不同的“天空”却得到了相同的干涉模式，因此，一次测量无法区分它们：

但是，改变基线长度再次进行测量，得到了截然不同的干涉模式：

使用更多基线，我们能收集到足够信息，重建得到天空图像。这是因为，本质上，每条基线测得的是天空亮度分布的一个傅立叶分量（详见第4章），知道了傅立叶分量，通过傅里叶变换，就能重建出天空图像。1960年代末，计算机的出现使该技术成为可能，射电干涉仪变成了通用化的成像仪器。若非特别说明，现代射电干涉测量指的就是孔径合成。