第四章 甚长基线干涉测量技术VLBI.ppt

Ch4 VLBI原理及应用 刘智敏 E-mail: liuzhimin010@163.com Cell-phone: Office: J6-559 4.1 射电天文学的产生 甚长基线干涉测量 Very Long Baseline Interferometry，VLBI 一种空间天文大地测量技术 大气窗口 光学窗口 其波长范围非常窄（0.3~1.0μm） 在地面上几乎观测不到波长短于3000埃的天体紫外辐射，因为2000～3000埃的紫外辐射被大气中的臭氧层吸收，它们只能穿透到约50公里高度处； 1000～2000埃的远紫外辐射被氧分子吸收，只能到达约100公里的高度；而大气中的氧原子、氧分子、氮原子、氮分子则吸收了波长短于1000埃的辐射 3000～7000埃的辐射受到的选择吸收很小，主要因大气散射而减弱。 自古以来，人类就是凭借肉眼或者借助于光学望远镜透过光学窗口来观测和认识宇宙空间的。 红外窗口 水汽分子是红外辐射的主要吸收体。 较强的水汽吸收带位于 0.71～0.735μm、0.81～0.84μm、0.89～0.99μm、1.07～1.20μm、1.3～1.5μm、1.7～2.0μm、2.4～3.3μm、4.8～8.0μm。 在13.5～17μm处出现二氧化碳的吸收带。这些吸收带间的空隙形成一些红外窗口。 其中最宽的红外窗口在8～13μm处（9.5μm附近有臭氧的吸收带）。17～22μm是半透明窗口。 22μm以后直到1mm波长处，由于水汽的严重吸收，对地面的观测者来说完全不透明。 在海拔较高、空气干燥的地方, 24.5～42μm的辐射透过率达30～60％。在海拔3.5km高度处，能观测到330～380μm、420～490μm、580～670μm (透过率约30％)的辐射，也能观测到670～780μm（约70％）和800～910μm（约85％）的辐射。 射电窗口 其波长范围为1mm~60m。 这个波段的上界变化于15～200m之间，与电离层的密度、观测点的地理位置和太阳活动有关。射电窗口比光学窗口要大得多，包含了比光学波段更多的宇宙信息，射电天文学就是通过射电窗口来观测和研究宇宙的。 射电窗口的发现和利用对天文学有重要意义，宇宙中各种天体在不同波长上辐射的电磁波都包含着各自不同的物理内容和信息，如天体的温度、状态、结构、成分以及演化等。 射电观测并不是对光学观测资料在数量上的增加和补充，而是为人类认识宇宙打开一个比光学窗口大得多的天窗。 射电望远镜 射电望远镜是主要接收天体射电波段辐射的望远镜 4.2 VLBI 发展 1931年，美国贝尔实验室的Jansky KG用天线阵接收到了来自银河系中心的无线电波。 随后美国人格羅特·雷伯在自家的后院建造了一架口径9.5m的天线，并在1939年接收到了来自银河系中心的无线电波，并且根据观测结果绘制了第一张射电天图，射电天文学从此诞生。雷伯使用的那架天线是世界上第一架专门用于天文观测的射电望远镜。 20世纪60年代，天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子，被称为“四大发现”，这四项发现都与射电望远镜有关。 射电望远镜是射电天文观测和研究的基本设备 用来观测具有较强射电辐射的射电源的坐标、角径、辐射强度、频谱和偏振等。之所以称其为望远镜，是因为它与光学望远镜一样，观测对象是遥远的天体，但从工作原理和结构来看，它实际上是一个无线电接收设备。 宇宙射电能够通过地球大气到达地面的只是在1mm~60m波长范围的射电波 这是高频波段，包括米波、分米波、厘米波和毫米波等不同波段 其中，米波和分米波通常称为超短波，厘米波和毫米波称为微波。 射电望远镜实质上是一个专用的、特殊的超高频接收设备 20世纪60年代，最大的单孔径射电望远镜直径305米； 1962年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁·赖尔（Ryle）利用干涉的原理，发明了综合孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。 其基本原理是：用相隔两地的两架射电望远镜接收同一天体的无线电波，两束波进行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口径相当于两地之间距离的单口径射电望远镜 赖尔因为此项发明获得1974年诺贝尔物理学奖。 单孔径射电望远镜 综合孔径射电望远镜——干涉测量技术 联线干涉测量技术 VLBI Space VLBI 实时VLBI 传统射电干涉仪采用公共的本机振荡器和实时相关处理，因此传统的射电干涉仪的各单元之间必须有电的连接。例如：公共的本振信号需要传送至干涉仪各单元的接收机作为混频使用；各单元的中频信号又需要传送到相关器。 VLBI是干涉仪的各单元采用各自独立的本机振荡器，它以高稳定的氢原子钟信号作为频率