空间甚长基线射电干涉测量

２００５年１０月世界科技研究与发展专题：空间科学与技术空间工／口Ｉ甚长基线射电干涉测量沈志强（中国科学院上海天文台，上海２０００３０）摘要：本文从干涉原理在天文学中的应用出发，简短回顾了从地面到空间的射电干涉测量历史，概述了世界上第一代空间ＶＬＢＩ计划（砌）及其研究成果，展望了未来空间ＶＬＢＩ发展趋势。

关键词：甚长基线干涉测量（Ⅵ出Ｉ）空间ＶＬＢＩＶＳＯＰＳｐａｃｅｖＬＢＩＳｃｉｅｎｃｅＳ瑚巳ＮＺｈｉｑｉａｎｇ（Ｓｈａｎｇｌｌａｉ缸ｔｒｏｎ哪ｉｃａｌｏｂｓｅｒ、，ａｔｏｒｙ，Ｃｈｉｎ鹊ｅＡｃａｄ锄ｙｏｆＳｃｉｅｎｃｅｓ，Ｓｈ锄ｇｌｌａｉ２０００３０）Ａｂｓｔｒａｃｔ：砑Ｐ乡嘲ｗｓｓ锄啦卯Ｖ．ＬＢＪｓｃｉＰ咒∞如舢妇蒯似琥舭咖ｐ施ｓ如０７２琥已丘巧￡１Ｓ＿抛静ＶＬＢＪｍ勰ｉｏ竹，Ｖｓ０Ｐ（ＶＬＢＪｓ加∞０６卵ｒ抛￡ｏ秽声ｒ曙ｍｍｍ已）．Ａ６ｒｉ旷矗ｉｓ抛删矿蒯ｉｏｉ咒￡矿厅彻ｍＰ￡叫如ｔ以印ｍ跏￡妇ｉ７２￡ｒ耐“ｃ趔．１诡８ｐｒｏｓｐ删盯∞ｍｅ扎髓￡ｇ饥Ｐｍ￡ｉｏ咒ｊ抛淝Ｖ：Ｉ据Ｊｍ勰幻咒ｓ厶ｄ缸甜ｓｓ耐．Ｋｅｙｗｏｒｄｓ：优删幻竹ｇ施阳ｚｉ扎ｅ锄钯ｒ斥舢优ｅ￡删（ＶＬＢＪ），５加∞Ⅵ招Ｊ，Ｖ＿ＬＢＪ５抛∞拍船ｒ抛￡Ｄ叫乡哪ｍ撇（ＶＳＯＰ）前言英文中的“干涉测量（Ｉｎｔｅｒｆｅｒｏｍｅｔｒｙ）”一词包涵了“干涉（ｉｎｔｅｒｆｅｒｅ）”和“测量（ｍｅａｓｕｒｅ）”一ｉｎｔｅｒｆｅｒｅ＋ｍｅａＳｕｒｅ＝ｉｎｔｅｒｆｅｒ一伊ｍｅｔｒｙ（中间的“一∞”可以理解为“好的”）一两重意思，而这也正是干涉测量的确切定义，即利用电磁波的干涉原理精确测定极其细微的角大小及其变化。

干涉测量的最早应用可以追溯到１９世纪８０年代，当时麦克尔逊（Ｍｉｃｈｅｌｓｏｎ）为了测量光自身在空间的传播速度而设计了著名的麦克尔逊一莫雷实验，该实验的关键是测出（可见）光在相互垂直的两个方向上来回传播了相同距离（１米）后的时间延迟，当时估算该延迟量只有约１０－１７秒，根本无法直接测量，但利用干涉原理（如光学物理中的杨氏双缝实验），１０一１７秒的延迟相当于可见光周期（约１０＿１５秒）的百分之几，因而可以很容易测得。

试验最终是零结果，即没能测得任何延迟，这一实验为爱因斯坦１９０５年提出狭义相对论奠定了基础，麦克尔逊也因为该工作而获得了１９０７年的诺贝尔物理学奖。

干涉测量技术在天文学中的最早应用也与麦克尔逊…有关，麦克尔逊等科学家在当时世界上最大的美国威尔逊山的２．５４米（１００英寸）反射望远镜前安装了可以移动的最大间隔为６．１米（２０英尺）的恒星（光学）干涉仪，进而测得了７颗明亮恒星的角直径。

１９３２年央斯基（Ｊａｎｓｋｙ）用当时的无线电天线首次探测到来自我们银河系中心的射电辐射，使天文学家拥有了光学波段外的又一个新的观测窗口［２，３｜。

随后至今的７０多年中，天文观测手段得到了飞速提高，可观测窗口涵盖了从低频射电到高能伽马射线的整个电磁波，观测设备也陆续从地面走向空间。

随着１９９７年日本空间射电天文卫星ＨＡＩ。

ＣＡ的升空ＨＪ，可以说我们人类已拥有了与地面望远镜相对应的各个波段的空间天文观测设备。

１从地面到空间的射电干涉测量回顾干涉测量在射电天文中的应用始于２０世纪的ｖｏＩ．２７Ｎｂ．５第１页　万方数据专题：空间科学与技术世界科技研究与发展２００５年１０月４０年代，当时代表性的仪器有澳大利亚悉尼海岸干涉仪（ｓ阶ｃｌｉｆｆｉｎｔｅｒｆｅｒｏｍｅｔｅｒ）和英国剑桥双天线干涉仪（ｔｗ争ｅｌｅｍｅｎｔｉｎｔｅｒｆｅｒＯｍｅｔｅｒ），它们记录到来自太阳的射电干涉条纹ｂＪ，积累了５０余颗射电源的观测数据［６］。

此后的射电干涉技术的发展经历了相位切换（ｐｈａＳｅｓｗｉｔｃｈｉｎｇ）【７Ｊ，两维米波巡天干涉仪［８，９｜，高分辨率厘米波成图干涉仪ｌ加，１１Ｊ，地球自转孔径综合［１２，１３｜，以及目前在世界各地广为使用的大型综合孔径望远镜（包括美国的甚大阵ⅥＡｕ４｜，英国的多天线微波连接干涉阵ⅧＲＬＩＮｌｌ５Ｊ，荷兰的ＷＳＲＴ（１６｜，南半球澳大利亚的干涉阵ＡＴＣＡ［１７｜，印度的巨型米波综合孔径望远镜ＧＭＲ型１８Ｊ和中国密云综合孔径望远镜ＭＳＲＴ［１９］，等）和坐落在美国夏威夷的亚毫米波阵趴压Ａ［２０］以及正在智利建造的阿塔卡马大型毫米波天线阵ＡＩＭＡｏ对这些阵列的详细介绍远远超出本文的范围，有兴趣的读者可以参阅相关文献资料。

天文望远镜的分辨本领取决于望远镜的口径大小（Ｄ）和观测波长（入），可以表述为入巾。

显见，口径越大，波长越短，分辨率则越高。

通常的射电波波长比可见光长几万到几百万倍，而射电望远镜的天线又不能做得很大（目前世界上最大的可操纵的单孔径射电望远镜是美国的ＧＢＴ［２１｜，口径约１１０米），因此一般单个射电望远镜的分辨本领远远低于光学望远镜，这在射电天文学发展的初期严重阻碍了射电天文学的发展。

１９６２年，英国天文学家赖尔（Ｒｙｌｅ）利用前面介绍的干涉原理，发明了综合孑Ｌ径射电望远镜［１２］。

其基本原理是：将相隔很远的两个天线接收到的同一天体的两束射电波进行干涉，结果就等效于一架口径相当于两地之间距离的单孔径射电望远镜，极大地提高了射电望远镜的分辨率。

正因为此项发明赖尔与脉冲星发现者休伊什（Ｈｅｗｉｓｈ）共享了１９７４年的诺贝尔物理学奖。

值得一提的是２０世纪６０年代的四大天文发现，脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射和星际有机分子，都离不开射电望远镜的贡献。

Ⅵ出Ｉ是“甚长基线干涉测量（ＶｅｒｙＬｏｎｇＢ蒯ｉｎｅＩｎｔｅｒｆｅｒｏｍｅｔｒｙ）”的英文缩写，该技术在１９６７年第一次被成功用于天文观测，能提供当前所有天文观测中最高的空间分辨本领［２２，２３】（达毫角秒量级，１毫角秒的角分辨率相当于在地球上的观测者能分辨出月球上间隔不到８米的两个物体），是探索致密天体细微结构的最有效工具。

目前在射电天第２页ｖｄ．２７Ｎｏ．５文学领域广泛应用的ⅥＢＩ技术是建筑在电子技术及其信号处理方法迅猛发展的基础上，它不同于综合孔径射电望远镜，不需要实时连接分散在数千公里以外的射电望远镜，而是让遍布全球的射电望远镜将信号独立记录在各个观测台站自己的磁带上，观测完成后再将这些数据磁带寄到一个互相关处理中心以实现干涉的目的，从而获得等效口径相当于地球直径量级的射电望远镜。

具有代表性的Ｖ１ＢＩ阵现有美国的Ｖ】出Ａ【圳，以欧洲为主的Ｅ、州［２５］（中国上海佘山和新疆乌鲁木齐南山的２５米天线是其正式成员），以澳大利亚为主的ＵｊＡ［２６｜，等。

ⅥＢＩ观测研究的两个最引人瞩目的成果要数１９７１年首次发现视超光速运动【２７］和１９９５年检测到超大质量黑洞周围吸积盘的开普勒运动［２８｜。

但对更高分辨率的追求促使科学家在２０世纪７０年代初就设想利用卫星携带的空间射电望远镜与地面上的射电望远镜组成干涉仪，从而超越地球大小的限制建造一个等效口径比地球还要大的射电望远镜，这也就是空间ＶＬＢＩ的概念。

早在２０世纪８０年代初，美国和欧洲就开始计划第一代空间ｖＩＢＩ项目凹舱ＳＡ■２９｜，详细论证了发展空间ⅥＢＩ的技术要求和科学目标，ＱＵＡＳＡＴ虽未被批准但在空间ＶＬＢＩ的发展历程中扮演了开拓者的角色。

１９８６～１９８８年问进行的三次Ⅱ）ＲＳＳ通讯卫星和地面两个６４米望远镜的ⅥＢＩ观测获得成功【３旷训，证明我们关于空间ＶＬＢＩ的认知是切实可行的，为以后空间Ⅵ出Ｉ发展铺平了道路。

在２０世纪８０年代中后期，当时的苏联和日本先后启动了ＲａｄｉｏＡＳｔｒｏｎ【３５］和ＶＳｏＰ［３６］两个空间ＶＬＢＩ计划。

由于种种原因，ＲａｄｉｏＡｓｔｒｏｎ至今仍未付诸实现，而日本的ＶＳＯＰ于１９９７年２月１２日成功发射［４，３７｜，成为人类首个空间ＶＬＢＩ计划。

２第一个空间Ⅵ旧Ｉ计划一砌ＶＳＯＰ是“ＶＬＢＩ太空天文台计划（ＶＬＢＩＳｐａｃｅＯｂＳｅｒｖａｔｏｒｙＰｒ。

ｇｒａｍｍｅ）”的英文缩写，是日本在１９８９年４月正式开始，并得到了世界各国天文学家的积极援助。

依惯例，顺利进入地球轨道的卫星被命名为ＨＡＩ．ＣＡ，ＨＡＩＣＡ是“极先进的通讯和天文实验室（ＨｉｇｈｌｙＡｄｖａｎｃｅｄＬａｂｏｒａｔｏｒｙｆｏｒＣＣ）ｍｍｕｎｉｃａｔｉｏｎａｎｄＡｓｔｒｏｎｏｍｙ）”的英文缩写，也与日语中“遥远”一词谐音。

该卫星的椭圆轨道与赤道面成３１度倾角，近地点和远地点分别是５６０公里和删．∥０６眦ｉ．∞ｍ　万方数据２００５年１０月世界科技研究与发展专题：空间科学与技术２１４００公里，绕转周期为６．３小时。

ＨＡＬＣＡ卫星的设计寿命为３年，但实际的天文观测一直进行到了２００３年１０月。

卫星现仍在轨道上运行，可由于已无法控制卫星姿态指向，ＨＡＩＣＡ也就失去了天文观测的能力。

ＨＡＬＣＡ卫星总重量约８００公斤，携带的天线不同于地面上的一般射电天线，它是在卫星发射成功后通过六个可伸展的桅杆从中心向外撑开而成的呈边长为５米的正六边形，反射面实际上是一个由镀金的细丝线织成的网，等效于一个直径８米的抛物面天线。

该天线的预设工作波长有１８厘米，６厘米和１．３５厘米三个，但发射升空后不久即发现１．３５厘米的接收机出现故障，系统温度太高，无法用于正常的天文学研究，这是惭的一大遗憾。

在ＨＡＬＣＡ卫星配置的众多仪器（包括太阳能帆板和恒星跟踪仪等）中，Ｋｕ波段的通讯天线是专门用来将空间ＶＬＢＩ天线的观测数据下传到地面跟踪站的记录设备上，这点与地面一般的Ⅵ出Ｉ天线观测完全不同。

ＨＡＬＣＡ数据和其它同时参加观测的地面台站数据一起要在专门的相关处理机上完成了干涉条纹的搜索后才能被天文学家用作进一步的分析研究。

ＶＳＯＰ计划有很明确的科学目标，概括起来主要包括：对活动星系核的高空间分辨率成图研究；对视超光速射电源结构变化的多历元监测；研究活动星系核中的自行和红移的宇宙学演化关系；测量银河系内羟基脉泽斑大小的分布；以及对射电星的高分辨率观测。

这些目标的实现又主要包含在对以下六个领域的研究：闪炽源；高亮温度源及其短时标（一天之内）变化；喷流的演化；近邻活动星系核；活动星系核中的吸收现象和射电星等。

ＨＡＬＣＬ科学观测时间主要分为两类，一是经过同行评议批准的一般观测，另一是嘞领导的对活动星系核的６厘米巡天观测【３卜４１｜。

在ＨＡＩＣＬ约６年半的观测期间，共开展了约５２５个一般观测，并对２９４颗源构成的巡天样本中的约８９％的源观测了至少一次。

几乎所有的地面ＶＬＢＩ天线（包括我国上海和乌鲁木齐的两台２５米望远镜）都参与了Ｈ虬ＣＡ的观测，由此组成的ＶＳＯＰ观测分辨率是地球上ｖＬＢＩ阵在相同波长观测的三倍以上，最高角分辨率约０．２毫角秒（６厘米波长）。

借助ＶＳＯＰ观测，天文学家首次能够研究与射电喷流运动方向垂直的横向结构，提出喷流内部可能存在一种双螺旋结构Ｌ训。