vlbi技术

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1、第四章 VLBI原理及用 1 目录 n4.1 射电天文学的诞生 n4.2 射电干涉测量技术 n4.3 VLBI系统组成 n4.4 VLBI测量原理及实施过程 n4.5 数学物理模型 n4.6 VLBI技术的应用 2 4.1 射电天文学的诞生 1）空间的电磁辐射波 n19世纪前，人们一直认为，从天上来到人间的唯一信息是天体发 出的可见光，从来没人想起过，天体还会送来眼睛看不见的“光 ”。 n在十九世纪初，人们开始认识到在可见光之外还存在着人眼看不 见的辐射。 q1800年，英国天文学家赫歇耳在测量太阳光谱不同区域的温度 时，发现光谱红端之外没有阳光地方的温度竟然比可见光之处 的温度还高，他把这种

2、热线称为“看不见的光线”，即“红外 线”。 q1801年，德国物理学家约翰里特尔又发现了“紫外光”。 4.1.1 大气窗口 3 1）空间的电磁辐射波 q1870年苏格兰物理学家麦克斯韦建立了一套完整的电磁学理 论。 n电磁场周期性的变化会产生“电磁辐射”-电磁波，电磁波具有比 已经观测到的紫外线更短、比红外线更长的任意波长。 n可见光是一种电磁波，它只占电磁波谱的很小一部分。 q至20世纪初，人们已经在地面实验室中发现了从波长短于0.01 毫微米的射线到波长大于500毫米以上的无线电波整个电磁辐 射的跨度。 n它从短波端的射线开始，经过X射线，紫外线，可见光，红外线， 直到越来越长的无线电波。

3、 n今天的天文学家拥有多种类型的天文望远镜，可以探测到天体在各个 波段的电磁辐射信号，能更全面地认识和研究天体的性质，今天的天 文学被称为全波段天文学。 以上试验和观测说明，宇宙中的各种天体会发出波长不同的电 磁波信号。 4.1.1 大气窗口 4 2）大气窗口 宇宙中大部分电磁波信号在通过地球大气层时，被吸收而无 法到达地面。而穿透大气到达地面的信号只有： n波长0.40.76m的可见光， “可见光窗口”; n0.762.5m的近红外谱段和3.54-2m的中红外谱段,“红外窗 口” 。 n1924年，人们在测量电离层的高度时，发现波长短于60米的无线电 波穿过电离层飞向太空，一去不返。大气向人

4、们开一扇“无线电窗 口”，波长范围：0.1cm-60m左右。 4.1.1 大气窗口 5 2）大气窗口 “可见光窗口”和“无线电窗口”称为大气窗口 。 4.1.1 大气窗口 6 1）射电波的发现-央斯基的 实验 q卡尔央斯基（Karl Guthe Jansky）是一名无 线电工程师，在美国新泽 西州的贝尔电话实验室工 作。 q1931 年，公司分配他来 研究和寻找干扰无线电波 通讯的噪声源； 4.1.2 射电天文学的诞生 7 1）射电波的发现-央斯基的 实验 n他建造了一笨拙的、看上 去比现代同类任何天线更 像旋转木马、而且更小的 射频天线 。 n他将天线调谐在一个 14- 6米的接收波长上，并

5、安 装在老福特轮胎上，每 20 分钟旋转一周。 n天线连接在一个接收器上 ，天线的输出记录在一个 条形图表的记录器上。 4.1.2 射电天文学的诞生 8 n当他的天线旋转时，他发现这种未知静电噪声的产生方向逐渐 变化，在24小时之内几乎经过了一个完整的圆周变化。因为他 自己并不是一个天文研究者，所以通过了较长一段时间的总结 ，推测这种静电噪声来自于地球之外的某个源，因为静电噪声 方向变化似乎与地球的自转有关。 n起初他认为这个源是太阳。不过，他注意到这种无线电波辐射 每天大约提前4分钟达到高峰。 1）射电波的发现-央斯基的实验 n 实验中，他发现除雷电造成的静电 噪声外，还存在第三种静电噪声他

6、无 法归属，便把它叫做不知起源的稳固 发生静电噪声。 4.1.2 射电天文学的诞生 9 1）射电波的发现-央斯基的实 验 n一恒星年实际上比在地球上观 察的日出或日落的数值长一天 。 n因此，地球对于恒星的旋转周 期（一恒星天）比一个太阳日 （地球绕日自传周期）短大约4 分。 n因此央斯基做出结论，这种放 射线的来源肯定比太阳远。 n经过1年多的精确测量和分析， 确认这种噪声来自地球之外， 银河系中心人马座方向发射的 一种射电波。 4.1.2 射电天文学的诞生 10 2）雷伯的射电望远镜 n美国无线电工程师雷伯(Grote Reber) 证实了央斯基的发现。 u1937年他在自己家的后院中，研

7、制 了一架直径为9.6米的金属抛物面 天线，为现代无线电望远镜建造了 样机； u对准了央斯基曾经收到宇宙射电波 的天空。 u一开始寻找波长更短的放射线，认 为这些波长在探测时更容易、强度 更强。 4.1.2 射电天文学的诞生 11 2）雷伯的射电望远镜 n 美国无线电工程师雷伯(Grote Reber)证实了央斯基的发现。 w1939年4月，当他将探测波长 缩短到1.87米，就发现了银河 系平面的强烈辐射波。 w还进一步发现了人马座射电源 发射出许多不同波长的射电波 。 4.1.2 射电天文学的诞生 12 3）射电天文学的诞生 n雷伯又发现了其它新的射电源 ，并在1.9米的波长处做出了 第一幅

8、“射电天图”。 n从此为以光学波段为主要观测 手段的天文学揭开了新的一页 ，射电天文学诞生了。 n射电天文学是利用射电望远镜 接收到的宇宙天体发出的无线 电信号，研究天体的物理、化 学性质的一门学科。 4.1.2 射电天文学的诞生 13 4）射电天文学的发展 n从央斯基的发现至今的60多年来，射电天文学揭示了许多 奇妙的天文现象，并取得了令人瞩目的成就。 n近代天文学的四大发现 u类星体； u脉冲星； u星际分子 u宇宙微波背景辐射；无一不奠基于射电天文学。 n在获物理诺贝尔奖的项目中 u有7项涉及天文学 u其中有5项直接或主要通过射电天文学手段取得的，这 些反映了这一新兴学科的强大生命力。

9、4.1.2 射电天文学的诞生 14 预备知识 1)角分辨率： n=/D u代表波长、D为天线的口径 。 u与波长成正比，与天 线的口径D成反比。 n减小波长的限制： u机动过程中天线的变形小于 波长的1/10 u天线的平整度高于观测波长 的1/20 n增加D 4.2 射电干涉测量技术 D 15 预备知识 n英国 u曼彻斯特大学于1946年建造了直径66.5 m 的固定式抛物面 射电望远镜 u1955 年又建成了当时世界上最大的直径76m的可转动抛物面 射电望远镜 n美国 u20世纪60年代,美国在波多黎各阿雷西博镇建造了直径305m的抛 物面射电望远镜,它是顺着凹地的山坡固定在地表面上的,不能

10、 转动,这是世界上最大的单孔径射电望远镜。 n中国 uFAST设计直径500m u2008年12月26日，FAST工程奠基仪式在贵州省黔南州平塘县举 行。 4.2 射电干涉测量技术 16 4.2 射电干涉测量技术 预备知识 17 4.2 射电干涉测量技术 预备知识 4.2 射电干涉测量技术 预备知识 18 4.2 射电干涉测量技术 预备知识 19 4.2 射电干涉测量技术 预备知识 20 4.2 射电干涉测量技术 预备知识 21 4.2.1 联线干涉测量技术 1）提出 =/D u为了提高测角分辨率，增大D。 将两台相距d的射电望远镜A和B用 电缆联接起来 共同使用一台钟，将接收到的信号 混频后

11、变成中频，然后通过电缆送 往相关器经行相处理 组成一台虚拟口径为d的大天线 u设d=100km， =3.6cm，则： =0.074。 u等于或优于光学望远镜的角分 辨率。 22 n两条缆线的主要作用是： （1）传递本振信号； （2）传递中频信号； n为了求得正确的信号延迟，要 求两条线缆具有相同的长度。 n联线干涉测量技术主要存在以 下缺点： u电缆价格较贵； u温度和外界环境的变化将 使两根电缆所产生的热胀 冷缩及介电系数不同； u联线干涉测量的最长距离 为217km。 4.2.1 联线干涉测量技术 23 例子 美国国家天文台（美国国家天文台（NRAO) NRAO) 4.2.1 联线干涉测量

12、技术 24 在美国新墨西哥州的特 大天线排列 Very Large Arrey 25 26 中国国家天文台北京密云综合孔径射电望远镜 27 n联线干涉测量受到电缆价格，温度等外部环境的影响， 目前最大口径为217km使得天线口径无法进一步增大。 n20世纪硬件和软件技术的迅猛发展，使得打破电缆所造 成的约束成为可能。 高精度计时工具和频率标准的出现几高密度记录设备的出 现使两个射电望远镜相互独立。 甚长基线干涉测量应运而生。 4.2.2 甚长基线干涉测量技术（VLBI） 28 n 当采用甚长基线干涉测 量时，由于两台射电望远 镜之间的距离不受限制， 使得虚拟射电望远镜的接 收天线口径达到数千甚

13、至 达到地球的直径，从而延 伸到上万公里。例如两地 之间距离D7400km，观测 的射电信号波长为 3.6cm,则获得的角分辨率 为0.001。 4.2.2 甚长基线干涉测量技术（VLBI） 29 背景： n1967年以来，VLBI技术的发展已经对大地测量、地球动力学和 天体测量产生了深远的影响。 nVLBI极高的相对精度和分辨率，大大提高了如 大地测量定位 参考框架的连接 地球自转和极移监测 估计地壳运动 绘制河外射电源图像 等许多任务的精度水平，由此产生了许多新的应用研究领域。 nVLBI已经从发展和验证阶段进入了一个精化、扩展以及普遍认 可的时代。 然而，地面VLBI的天线口径不能无限制

14、增大，为了进一步提 高望远镜的角分辨率，空间VLBI技术应运而生。 4.2.3 空间甚长基线干涉测量技术（SVLBI） 30 1）定义： 将VLBI天线送往太空，大 幅度延伸VLBI观测基线长 度，提高观测分辨率，这 种技术即为空间甚长基线 干涉测量（Space VLBI， 简称SVLBI）。 4.2.3 空间甚长基线干涉测量技术（SVLBI） 31 2）特点： n大幅度提高VLBI分辨率,使之能够的分辨出更精细的射电源结 构和更好地作射电源成图。 nVLBI天线受到地球引力场的影响，其观测量(两天线接收同一 射电源信号的时延和时延变率)同时涉及到三个参考系： 由射电源星表实现的射电天球参考系

15、 由空间VLBI的轨道运动方程实现的动力学参考系 由地面测站网实现的地固参考系 空间VLBI不仅能直接实现一个概念清晰的地固系，即同时解算 出测站坐标位置、地心原点和地球定向参数EOP序列，而且还 是目前唯一可用于直接连接这三个参考系的空间技术。 4.2.3 空间甚长基线干涉测量技术（SVLBI） 32 3）发展 n在VLBI技术发展初期的1970年，就由前苏联的N，S. Kardashev等人首先提出，而将设想变为现实的努力则贯穿整 个70年代。 n首先，在1973年，由N.S Kardashe 领导的研究小组提出了在 前苏联的Salyut空间站有关SPACELAB-2的飞行计划中装配一个

16、4m的天线的建议。 n1979年，由B.F.Burke和N.S.Kardashev 提出了第一个有关 SVLBI的国际合作计划，他们建议利用NASA的VOIR航天飞机， 通过VLBI技术观测脉冲星来研究星际介质中等离子体的变化。 4.2.3 空间甚长基线干涉测量技术（SVLBI） 33 3）发展 n在1986年和1987年，美国利用宇航局（NASA）的跟踪与数据传 输卫星系统（TDRSS）中的一个4-9m的通讯卫星天线成功地进 行了论证实验。在这期间有关的国家和组织也相继提出了具体 的SVLBI计划。 n日本1997年2月发射了VLBI空间观测站项目（VSOP）中的第一 颗SVLBI卫星HALCA之后，SVLBI已经变成了现实。 n日本将在2012年后发射第二颗SVLBI卫星ASTRON-G，俄