Ch4VLBI原理及应用刘智敏E-mail:liuzhimin010@163.comCell-phone:13791951442Office:J6-5594.1射电天文学的产生•甚长基线干涉测量•VeryLongBaselineInterferometry,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。1埃=0.1纳米红外窗口•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•1931年,美国贝尔实验室的JanskyKG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。4.2VLBI发展•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。D角分辨率:•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–SpaceVLBI–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标准;各单元的中频信号变换为基频信号,然后数字化后用磁带记录下来作为事后相关处理。•VLBI克服了传统射电干涉仪的各单元由于必须电连接带来的种种限制。例如:传统射电干涉仪单元之间最大距离为数十km,即使用地面微波连接,也只能达到百余km。•VLBI在地球上VLBI各单元的最大距离可以达到地球直径(13000km;如果将VLBI的单元发射至宇宙空间(如为空间VLBI),则单元间距还可以增大,达到了几万km,甚至更大。•VLBI技术的创造及发展首先是天文学高分辨率研究的需要。•但是人们发现,VLBI技术在天体测量和地球动力学研究方面有巨大的潜力,所以这些学科的研究需要也成为VLBI技术迅速发展的重要推动力。4.3VLBI系统组成•射电望远镜–收集无线电波的定向天线–放大电波信息的高灵敏度的接收机–信息记录终端–氢原子钟保证时间同步–处理和显示系统•定向天线收集同一天体的射电辐射,接收机将这些信号加工、转化成可供记录和显示的形式,终端设备把信号记录下来,并按特定的要求进行数据回放和处理,然后显示大地测量的延迟和延迟率观测量等。观测所需的时间和频率信号由氢原子钟提供。VLBI•投射来的电磁波被一精确镜面反射后,同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦,因此,射电望远镜天线大多是抛物面。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不大于λ/16~λ/10,该望远镜一般就能在波长大于λ的射电波段上有效地工作。•对米波或长分米波观测,可以用金属网作镜面;而对厘米波和毫米波观测,则需用光滑精确的金属板(或镀膜)作镜面。•从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波,必须达到一定的功率电平,才能为接收机所检测。目前的检测技术水平要求最弱的电平一般应达10~20W。射频信号功率首先在焦点处放大10~1,000倍,并变换成较低频率(中频),然后由电缆将其传送至控制室,进一步放大、检波,最后以适于特定研究的方式进行记录、处理和显示。•灵敏度是指射电望远镜最低可测的能量值,这个值越低灵敏度越高。为提高灵敏度常用的办法有降低接收机本身的固有噪声,增大天线接收面积,延长观测积分时间等。•分辨率是指区分两个彼此靠近射电源的能力,分辨率越高就能将越近的两个射电源分开。因为两个点源角距须大于天线方向图的半功率波束宽度时方可分辨,故宜将射电望远镜的分辨率规定为其主方向束的半功率宽。•到达天线的射电信号是有着各种波长的电磁波。但是射电望远镜的天线、传输线和接收机都具有一定的频率响应,即分别接收、传输和放大一定频率范围内的射电信号,而滤去各自频带以外的信号。通常总是接收机的频率比天线和传输线的更窄,因而最后由接收机传输给记录终端的信号功率只代表射电辐射中以接收机工作频率f为中心、宽为Δf(接收机通频带宽)的频率范围内的这一部分信号的强度。一般来说,接收机的相对频宽(Δf/f)是很小的,并且也比射电辐射本身的频谱窄很多。联线干涉仪(CERI)•分辨率是射电望远镜最主要的性能指标之一•根据波动原理,望远镜的角分辨率与望远镜的口径d成反比,与观测波长λ成正比,即d•射电干涉仪是用干涉的方法来提高射电望远镜的分辨率。•它由两面相距为d的天线构成,共用一个本机振荡器(简称本振),两面天线收集到的信号各自通过混频和放大后变为中频,然后通过电缆被送到一个乘法器(或者相关器)相乘,从而获得干涉条纹。•设两个天线同时观测同一射电源,源方向和基线方向之间的夹角为θ,则干涉仪的分辨率为sind•在射电干涉仪两端之间必须有两条信号传输线,用来传送本振和中频信号,它们通常是比较昂贵的高频电缆。当基线很长时,为了克服温度效应和信号衰减等问题,就必须铺设大量的电缆并增加放大器等设备,这就会使成本提高,造成电缆铺设上的很多困难。因此,联线干涉仪的最大基线能够达到几十km。VLBI•VLBI技术虽然突破了传统射电干涉仪必须有电连接的限制,使得观测更为灵活,并且使得采用流动VLBI成为可能。但是也带来了由于观测磁带的运输,使得数据处理滞后的问题。•在VLBI技术发展初期,曾实验利用通讯卫星进行数据传输,试验获得了成功。但是由于当时卫星数据传输的速率较低,VLBI观测的巨量数据传输的代价太大,所以它没有成为VLBI技术中的一种常规方法。•近年来,由于光纤技术的发展,使得数据传输的速度大为提高,价格也大大降低,所以采用光纤进行VLBI观测数据的传输是VLBI技术当今的一个发展方向,称为实时VLBI。•由于基线长度被扩展到了上万km,分辨率也相应地提高到了0.1毫角秒。VLBI的这种超高分辨率不但为射电源精细结构的研究提供了强有力的工具,而且还使它对射电源坐标,以及组成干涉仪两端观测站的相对位置非常敏感,从而能够分辨它们之间位置的细微变化。因此,VLBI不仅在天体物理,而且在天体测量、大地测量等领域都由广泛应用。•受地球大小的限制,地面VLBI的最长基线只能达到1万km。为进一步增加基线长度,提高分辨率,早在VLBI技术发展初期,科学家就设想将VLBI天线放在人造地球卫星上,甚至放到月球上,组成空间VLBI系统,将基线延伸到几万甚至几十万km。VLBI技术在天体测量和地球动力学应用•河外致密射电源的精确定位和天球参考系的建立。•测量脉泽源的统计视差,从而测量宇宙尺度。•宇宙飞船和空间探测器的跟踪和定位。•地球定向参数,如极移、地球自转速率变化及章动改正数等的测量。•地面VLBI观测站的精确定位和地球参考系的建立。•现代板块运动及区域性地壳形变的测量。•地球固体潮Love数的测量。VLBI目前达到的测量精度•在角度测量方面达到了亚毫角秒量级(即好于0.001”);•在地球上的距离或者位置测量精度达到亚cm、mm量级。•VLBI技术具有高精度、高分辨率及多用途的特点。•VLBI为纯几何测量,不受地球重力场的影响。国际性的VLBI组织和计划•IVS:InternationalVLBIServiceforGeodesyandAstrometry(应用于测地和天测的国际VLBI服务)的缩写,为全球性的VLBI应用于天体测量和地球动力学方面的合作组织,开展VLBI观测、数据处理及技术发展的国际合作并提供服务。•EVN:EuropeanVLBINetwork(欧洲VLBI网)的缩写。它首先由欧洲国家发起成立的VLBI组织。自1994年起,我国的上海和乌鲁木齐VLBI站也参加了该组织,所以目前实质上为欧亚VLBI网。EVN提供天体物理及某些天体测量课题的观测及进行VLBI技术发展的国际合作。•APT:Asia-PacificTelescope(亚太射电望远镜)的缩写,它由亚太地区VLBI组织或者台站组成,每年不定期地组织天文学和地球动力学方面的VLBI观测,并组织学术交流。•CORE:ContinuousObservationRotationofEarth(地球自转连续观测)的缩写,它为美国NASA的一项研究计划,由美国NASA的GSFC主持,全球大多数具有天测/测地能力的VLBI台站参加了该项计划。其主要科学目的就是用VLBI技术高精度连续测量地球自转参数;同时,也为天球参考系、地球参考系的建立和维持及现代板块运动观测提供高精度的数据。•VSOP:VLBISpaceObservatoryProgram(VLBI空间观测站计划)的缩写。