VLBI 定义
Very Long Baseline Interferometry (VLBI) is a variant of the radio interferometry technique currently used in astronomy, but combining the signals of extremely distant telescopes.
VLBI provides observations of an object with an exquisite angular resolution, equivalent to that of a telescope whose size is the separation between the distant telescopes. This distance can reach thousands of km (transcontinental VLBI), thus allowing measurement of details as small as 10 milli-arcsec (mas), i.e., one hundred times finer than with a conventional telescope in visible light. To achieve VLBI observations, the radio signal is locally recorded together with time stamps of an atomic clock and later the different data from all antennas are correlated using digital electronics and computers to produce the resulting image.
甚长基线干涉测量技术
简单来说，VLBI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。上世纪50年代，剑桥大学的天文学家马丁·赖尔建成了第一台射电干涉仪，使不同望远镜接收到的电磁波可以叠加成像，在此基础上，VLBI得以发展。1974年，赖尔以此获得了诺贝尔奖。
工作原理
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。
干涉条纹
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。
由相关的概念可知：
$$
R(\tau) \propto \frac{1}{2} E^2 e^{j\omega \tau}
$$
干涉条纹的产生取决于具体观测的带宽、频率，以CVN为例，当前的时延精度为μs量级，时延率精度为ps量级。
如果条纹过多，修正时延的计算方法为：
$$
\tau = \frac{d\phi}{dt} \cdot \frac{\pi}{180}\cdot \frac{F}{x\times B} \cdot \frac{1}{360}
$$
其中$F$为FFTSize，$B$为bandwidth带宽。
用途
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﹐随着地球的自转﹐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。随着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﹐但却对应着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。我国首次引入VLBI天文测量手段为嫦娥一号定轨 VLBI是英文的甚长基线干涉测量的一个缩写。它的主要特点是用分布在不同地点的两台或者是更多的望远镜在同一时刻观察同一个设定点，然后把数据录入到磁带或者硬盘上，送到VLBI的数据处理中心，用专门的相关处理机进行处理，以获得VLBI的观测量，也就是延迟率和卫星的角位置。
这种干涉测量的方法和特点，使观测的分辨率不再局限于单个望远镜的口径，而是望远镜的距离，我们把它称之为由基线的长度所决定的。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。的VLBI测量系统通常由两个或两个以上的VLBI观测站和一个数据处理中心组成。VLBI观测站的主要设备包括：高效射电天线、低噪声高灵敏度的接收机系统、VLBI高速数据采集系统、高稳定度的氢原子钟以及高精度时间比对系统等。应用于天文学研究和深空探测的VLBI测量系统的观测站通常需要装备口径数十米的大型射电天线。VLBI数据处理中心主要设备有专用的VLBI相关处理机和高速的通用计算机群。
中科院VLBI天文测量系统由上海(25米天线)、北京(50米天线)、昆明(40米天线)、乌鲁木齐(25米天线)四个VLBI观测站和上海VLBI数据处理中心组成。VLBI的基本原理为：VLBI观测站同时跟踪观测同一目标(天然的射电天体或有无线电信标的人造天体)，各观测站将观测数据实时传送或记录在磁盘上运送到VLBI数据处理中心，然后进行数据回放和互相关计算，再利用得到的互相关谱数据，计算得到信号到达各观测站的时间差(时延观测值)及其变化率(时延率观测值)，最后利用这些VLBI观测值计算目标的角位置(赤经和赤纬)。测量精度可以达到百分之几角秒、千分之几角秒甚至更高。对于人造天体，如人造地球卫星、绕月卫星和深空探测器等的VLBI测轨，则利用VLBI观测值，综合测距、测速数据，进行精确的轨道测定。
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