VLBI技术简介

1、BEA Confidential. | 1,黄金彩 135011069,2014-6-26,空间大地测量学 测绘科学与技术,BEA Confidential. | 2,BEA Confidential. | 3,BEA Confidential. | 4,1.1 空间的电磁辐射波 1870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。 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。 可见光是一种电磁波，它只占电磁波谱的很小一部分。 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

2、无线电波整个电磁辐射的跨度。 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。 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。,BEA Confidential. | 5,1.2 射电天文学 1）卡尔央斯基的实验 1931 年，公司分配他来研究和寻找干扰无线电波通讯的噪声源；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 。他发现除雷电造成的静电噪声外，还存在第三种静电噪

3、声他无法归属，便把它叫做不知起源的稳固发生静电噪声。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23h56min之内几乎经过了一个完整的圆周变化。起初他认为这个源是太阳。后来发现这个源的周期特征认为是一个遥远的天体发出的，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。,2）雷伯的射电望远镜 1937年他在自己家的后院中，研制了一架直径为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； 1939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。 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

4、幅“射电天图”。,BEA Confidential. | 6,1.3 相关知识 角分辨率： = / D 代表波长、D为天线的口径。 与波长成正比，与天线的口径D成反比。 减小波长的限制： 机动过程中天线的变形小于波长的1/10 天线的平整度高于观测波长的1/20 增加D,现状 英国 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 1955 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 美国 20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,不能转动,这是世界上最大的单孔径射电望远镜。 中

5、国 FAST设计直径500m 2008年12月26日，FAST工程奠基仪式在贵州省黔南州平塘县举行。,BEA Confidential. | 7,BEA Confidential. | 8,1.4 联线干涉测量技术 我们知道，在公式 = / D 中，要想提高角分辨率，就要增大天线的口径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变成中频，然后通过电缆送往相关器经行相处理.,两条缆线的主要作用是： （1）传递本振信号； （2）传递中频信号； 为了求得正确的信号延迟，要求两条线缆具有相同的长度。 联线干涉测量技术主要存在以下缺点： 电缆价格较贵； 温度和外

6、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； 联线干涉测量的最长距离为217km。,BEA Confidential. | 9,在美国新墨西哥州的特大天线排列Very Large Arrey,中国国家天文台北京密云综合孔径射电望远镜,BEA Confidential. | 10,1.5 甚长基线干涉测量技术（VLBI） 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。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

7、号波长为3.6cm,则获得的角分辨率为0.001。 1.6 空间甚长基线干涉测量技术（SVLBI） 然而，地面VLBI的天线口径不能无限制增大，为了进一步提高望远镜的角分辨率，空间VLBI技术应运而生。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）。 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。 日本将在2012年后发射第二颗SVLBI卫星ASTRON-G，俄罗斯也将在2009年底或之后实现空间VLBI计划，称作RAD

8、IOASTRON计划。,BEA Confidential. | 11,1.6 空间甚长基线干涉测量技术（SVLBI） 空间VLBI的组成 SVLBI站 地面VLBI站 地面跟踪站 相关处理中心,VSOP项目中的卫星遥控跟踪网,BEA Confidential. | 12,ObservatoryThe European VLBI NetWork,BEA Confidential. | 13,Web-based EVN Proposal Tool,“NorthStar”,4 tabs,BEA Confidential. | 14,1.6 空间甚长基线干涉测量技术（SVLBI） 空间天线与地面天线网

9、络观测共同的射电源，将接收信号转播到地面遥测站。 空间天线的相位/频率参考是基于地面的氢脉泽振荡器，由地面遥测站（相位传递）直接依次转播到卫星。这种相位传递的稳定性要求很高（大约110-14）。 中频信号数据传到地面后，被记录在地面VLBI磁带上，而且与地面观测阵列中天线的方法完全相同。这些磁带和地面VLBI阵列的磁带一起收集在中心处理站来进行互相关处理和图像处理。 与SVLBI天线的所有通讯将通过地面网络中一个或更多个遥测/控制站（T/C）来实现。地面遥测站的双向或多向联系提供了距离、距离变化率和相位数据，这些数据可以用于确定轨道。 1.7 实时VLBI： 实时VLBI（Real-time

10、VLBI），亦称为电子VLBI（Electronic VLBI，e-VLBI），是相对传统VLBI提出的 这一技术是指在进行射电观测的同时，将各射电望远镜所观测的数据通过高速网络实时或准实时地传送到数据处理中心进行相关处理，即对观测数据进行实时处理。 实时VLBI的出现得益于通信技术的发展，目前国内外借助于通信网络将观测数据实时传输到数据处理中心的研究实验已经开展，并取得了可喜的成果。,BEA Confidential. | 15,1.8 VLBI中国：佘山25米射电望远镜概要 隶属：中国科学院上海天文台 建造年份（完成）：1987年 主反射面直径：25米 地理位置：东经121度11分59秒，

11、北纬31度5分57秒 海拔高度：5米 天线结构：卡塞格林式波束波导 基架类型：Azimuth-pitching ring 表面精度：0.52毫米（2005年11月全息法测量结果） 指向精度：37角秒（2005年12月X波段测量结果） 跟踪速度：每秒1度（方位），每秒0.6度（俯仰）（2005年8月伺服系统改造后） 转动极限：-78度-430度（方位），5度-88度（俯仰） 转动加速度：（方位）（俯仰）（2005年8月伺服系统改造后） VLBI终端机架设备：VLBA4 VLBI格式编辑器：MarkIV VLBI终端记录设备：Mark5A，VLBA，S2 可用记录介质：硬盘，磁带（薄），录像带 终

12、端控制软件：FS（9.7.7） 工作波段：18cm, 5cm, 13/3.6cm, 1.3cm （详见幅度测量）,BEA Confidential. | 16,VLBI系统主要由以下部分组成： 天线：接收被观测射电源所反射出的射电信号，并将其聚集到抛物面的焦点上，并被馈源所吸收。 接收机：包括低噪声前置放大器，混频器，中频放大器，本振系统。它的作用是将由天线馈源输出的高频信号放大、混频后变为中频，并输送给记录终端。 记录终端：计算机磁带，录像带，视频磁带，硬盘 氢原子钟：为其独立本振提供高稳定度的频率标准，为数据终端提供精确的记录时间 相关处理机：相关处理机是VLBI观测资料预处理的关键设备,

13、BEA Confidential. | 17,1）高频放大器 高频放大器输入端与馈源输出端连接，用于接收和放大经馈源导入的、很微弱的射频信号。 接收机系统噪声主要由天线噪声和接收机噪声组成，接收机噪声占主要成分。为了尽量改善系统信噪比，需要尽可能地降低接收机的系统噪声温度。 减少接收机噪声的一个必要措施就是在VLBI接收机中采用低噪声前置高频放大器，这是决定接收机噪声大小的关键部件。 目前大部分VLBI观测站采用致冷低噪声放大器，如致冷参量放大器或致冷场效应晶体管低噪声放大器。 可以通过增加带宽、延长积分时间等措施来进一步提高信噪比。,接收机,BEA Confidential. | 18,为此

14、首先将RF信号转换为IF信号。把接收到的RF信号与角频率为0=2f0的本振信号混频，将角频率 的分量变换为 -0 ，即中频信号（IF）： 式中右面第二项可被跟在混频器后面的滤波器滤掉 混频后得到的IF信号需经IF放大器进一步放大后，传输给视频变换器，由它将IF信号变换为BB信号。,接收机,2）混频器 混频器将经前置高频放大器放大的射频信号变频为具有一定带宽的中频信号（Intermediate Frequency，IF） 天线接收到的射频信号不能被直接记录，必须转换为基带信号（Base Band，BB）才能记录。,BEA Confidential. | 19,3）本振系统 本振系统是混频器提供标

15、准的本振机振荡频率。 在VLBI中，混频所需本振信号不是来自公共的本机振荡器，而是由台站的本机振荡器（称为分立本振）提供。 如果观测积分时间内，组成基线的两台站的分立本振相位漂移量达到2，则干涉信号的相干性将完全消失。 对于精密的天体测量和大地测量工作，平均漂移需要控制在2/20左右。 VLBI要求本振系统具有很高的相位稳定性，这种高稳定度的本振目前是通过锁相于原子频率标准的石英振荡器来获得的。而本振之间的相位漂移则主要来自两台站间独立的原子频标频率的相对起伏。,接收机,BEA Confidential. | 20,相关处理机,BEA Confidential. | 21,1、甚长基线干涉测量

16、的定义 两台使用独立本振信号的射电望远镜A和B，同时对同一射电源进行观测，利用射电干涉测量原理测定信号到达A、B两站的时间延迟，以及延迟率d/dt； 从而精确测定A到B基线向量、以及射电望远镜到射电源方向的一整套理论、方法和技术称为射电干涉测量。,BEA Confidential. | 22,2、基本原理 观测量： 未知参数：AB基线向量、射电源方向。,BEA Confidential. | 23,BEA Confidential. | 24,BEA Confidential. | 25,BEA Confidential. | 26,（1）如果类星体的天文坐标、精确测定时，只有三个未知参数（X

17、, Y,Z）。只需要三个观测值。比较常用。 （2）如果、也作为未知数时，理论上需要（3+2n）个观测方程。(n为射电源的个数)。,BEA Confidential. | 27,BEA Confidential. | 28,地球动力学 连接CIS和CTS的参数（又称地球定向参数EOP） 地球自转参数序列ERPs：xp,yp，UT1-UTC； 章动参数：黄经章动d和黄赤交角章动d 固体潮 固体潮洛夫数：2, 2； 其余参数 时钟偏差和钟漂率：C0, C1； 大气天顶延迟：z ；,BEA Confidential. | 29,BEA Confidential. | 30,1. 建立全球框架的主要方法。 建立ITRF系