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甚长基线干涉仪

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  射电干涉测量技术的新设备,英文缩写是VLBI,但由于测量方法的发展,VLBI目前更主要的是指甚长基线干涉测量法(very long baseline interferometry)。它的主要特点是: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。
  测量值 
 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(例如用微波联结的干涉仪和用电缆联结的干涉仪)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。
  工作原理  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10-14 的氢原子钟,控制本振系统,并提供精密的时间信息。磁带记录机则分别把本地的视频信号和时间信息的数据储存起来。然后,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。

  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。然而,对于具有三个站的干涉仪阵,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,有的小双源好象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。

 

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