甚长基线干涉仪PDF

　　—— 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、D分为两路光。如 涉。后来，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，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，可测出反光镜D所移动的距 离，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。其主要 的工具就是射电望远镜。 20世纪的天文学中的四大发现- 星际分子、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，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，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，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，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。所以为了得到高分辨率， 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，对无线电波却常常是透明的，反 级别。 之亦然。 射电天文学上，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，但终究也是有很多 麻烦，何况单天线还受波 长导致的分辨率限制。射 电干涉技术则可以突破单 天线的种种缺陷，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。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。 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），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，可以增加天线的数目，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。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。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) 。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 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

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