射电天文方法与VLBI-实测天体物理学-中国科技大学
用VLBI和SLR实测数据解算现时板块运动参数的方法
中国科学院上海天文台年刊ＣＡＮｏ．１６，１９９５１９９５年第１６期ＡＮＮＡＬＳＯＦＳＨＡＮＧＨＡＩＯＢＳＥＲＶＡＴＯＲＹＡＣＡＤＥＭＩＡＳＩＮＩ用ＶＬＢＩ和ＳＬＲ实测数据解算现时板块运动参数的方法孙付平赵铭主题词：甚长基线干涉测量（ＶＬＢＩ）—人卫激光测距（ＳＬＲ）—板块运动提要本文着重讨论了用空间大地测量（ＶＬＢＩ和ＳＬＲ）实测数据解算现时板块运动参数的方法，推导了有关公式。
根据作者的实践，阐述了应用中应注意的问题。
一、引言板块构造学认为，地球表面岩石圈是由大小不等的２０多个板块构成。
由于地幔对流及其它因素的作用，这些板块之间存在着１ １０ｃｍ燉ｙｒ的相对运动。
利用海底扩张速率、转换断层方位角、地震滑动矢量等地质和地球物理观测资料，人们已建立了能定量反映板块间相对运动的地学板块运动模型，例如ＲＭ２［１］和ＮＵＶＥＬ １［２］。
根据板块运动模型可以估计出地球表面任意两点之间的相对运动。
但是，海底扩张速率是由海岭两侧年龄相同的磁异常条带的间距除以该磁异常条带的年龄而得到的，它反映的是最近几百万年里板块扩张的平均效果，而转换断层的演化则有更长的地质历史。
所以，地学板块运动模型估计的是最近几百万年内板块的平均运动。
甚长基线干涉测量（ＶＬＢＩ）、人卫激光测距（ＳＬＲ）等空间大地测量技术，目前已能以几个ｍｍ燉ｙｒ的精度测定板块间的运动。
这种实测的板块运动是由最近１０多年的观测资料解算的，与漫长的百万年时间尺度相比，完全可以认为是现时的板块运动。
现时的板块运动与地质历史上平均的板块运动相比较，将为我们研究板块运动的稳定性、板块的刚性等重大问题提供证据。
并且，要为地震等灾害预测工作服务，要维持一个高精度地球参考架，建立一个精确的现时板块运动模型也是很必要的。
地球物理研究表明，地面点的长期运动主要有三种：（１）大尺度板块运动：主要沿水平方向，量级是１－１０ｃｍ燉ｙｒ，是全球性的。
（２）局部构造形变：主要沿水平方向，量级是１－２０ｍｍ燉ｙｒ，是局部性的。
天文学中的射电天文学
天文学中的射电天文学射电天文学是天文学的一个分支，它利用射电望远镜观测和研究宇宙中的各种天体和现象。
在射电频率范围内，宇宙中的物体发出的电磁波辐射最强，其中包括宇宙微波背景辐射、星际气体、恒星、星系、黑洞等。
通过观测这些辐射，射电天文学研究天体物理学、宇宙演化、宇宙学等方面的问题，为人们深入了解宇宙提供了强有力的手段。
一、射电天文学的历史射电天文学起源于20世纪20年代，当时英国天文学家詹姆士·克拉克·麦克斯韦·麦迪逊·罗伯特·爱德华·艾普尔顿和卡尔·史文西等人建造了一些射电望远镜，开始对宇宙射电辐射进行观测。
1940年代，美国的赫比·詹姆斯、荷兰的亨德里克·范·德·霍尔斯特、加拿大的约翰·布克等人，也开始利用射电望远镜探索宇宙。
1968年，英国倡议成立了国际射电天文学联合会，推动了该领域的交流和发展。
至今，射电天文学已成为天文学中重要的分支之一。
二、射电天文学的应用1. 研究恒星的形成和演化射电天文学可以探测到恒星周围的尘埃和气体云，利用射电波长的辐射来测量它们的物理性质，从而深入了解恒星形成的机制和演化的规律。
射电天文学可以追踪恒星形成区的活动，观测到年轻恒星发射的强射电辐射，以及脉冲星等天体的辐射现象。
2. 发现伽马射线暴和脉冲星等高能天体伽马射线暴是宇宙中最强的电磁辐射现象之一，它的能量高达10^25个电子伏特，可以通过射电波长辐射来发现。
这些射电波段的辐射可以帮助天文学家追踪暴发事件的发生过程，探究其未知的物理机制。
脉冲星是宇宙中发现的最准时天体，利用射电望远镜可以观测到它们的射电辐射，研究其旋转速率、磁场等性质。
3. 了解宇宙的结构和演化射电望远镜可以观测到宇宙微波背景辐射，这是宇宙大爆炸留下的物质遗迹，通过分析它的辐射特征，可以了解宇宙早期的物理过程和演化。
此外，射电天文学还研究星系、星系团等宇宙结构，探究宇宙大尺度结构、暗物质、暗能量等问题。
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。
【国家自然科学基金】_射电天文学_基金支持热词逐年推荐_【万方软件创新助手】_20140731
科研热词 视场 射电望远镜 射电天文学 孔径阵列片 多波束
推荐指数 1 1 1 1 1
2009年 序号 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11
科研热词 较差vlbi 谱指数 精密定轨 相位时延 星表 巡天观测 射电辐射 天体测量学 同波束 γ 射线 bllac天体
2011年 序号 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35
2011年 科研热词 推荐指数 射电天文学 2 银盘 1 银河系 1 近边增厚 1 近地天体 1 赛弗特星系 1 谱指数 1 自行 1 脉冲星 1 翘曲 1 结构 1 类星体 1 测光 1 活动星系核 1 暗能量 1 星际介质 1 星团 1 微引力透镜 1 引力波 1 太阳系 1 喷流 1 参考架 1 前景和机遇 1 光变周期 1 中性氢 1 中国大射电望远镜阵 1 vlbi 1 sdss j125438.25+114105.8 1 pulsar binning 1 mkn421 1 gaia参考架 1 difx 1 dcf方法 1 cvn 1 26 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23
科研热词 光干涉 馈源系统 面形精度 迈克尔孙干涉仪 较差相位参考技术 耀变体 窄角天体测量 热分析 最大熵方法 指向精度 射电观测 射电望远镜阵列 射电望远镜 射电干涉技术 射电天文学 天体测量学 反卷积 参考架 光变研究 亮温度 sim lite mrk 421 3c 454.3
2012年 序号 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39
中国科学院粒子天体物理重点实验室
1142中国科学院粒子天体物理重点实验室中国科学院粒子天体物理重点实验室(以下简称实验室)依托单位为中国科学院高能物理研究所，其前身为1951年中国科学院近代物理研究所成立的宇宙线研究组，后演变为原子能研究所和高能物理研究所宇宙线室。
著名物理学家张文裕、王洽昌、肖健等曾任该室主任，著名物理学家钱三强、何泽慧始终关心并置身于该室的科学研究。
经中国科学院批准，宇宙线和高能天体物理开放实验室于1997年4月成立,2003年7月更名为粒子天体物理重点实验室。
实验室在2014年和2019年的中国科学院重点实验室评估中连续两次被评为A类。
目前，张双南研究员任实验室主任，蔡荣根院士任实验室学术委员会主任。
一、目标、定位与发展策略实验室面向国际科技前沿和国家战略需求，以揭示深层次的物质结构和大尺度的物理规律为目标,重点建设粒子天体物理学交叉学科，聚焦高能天体物理、宇宙线天体物理、中微子天体物理、暗物质、粒子宇宙学等研究方向，开展全方位(地下、高山和空间)、多波段(微波、光学、X射线和丫射线)、多信使(电磁波、中微子、宇宙线)的观测和探测研究，同时根据学科需要布局实验项目，发展核心技术，致力于建设特色鲜明、国际先进和领先的粒子天体物理领域高水平的基础理论和实验研究、新探测技术研发中心及高层次人才培养基地,取得重大和突破性科学成果,引领国际粒子天体物理领域的发展。
实验室的总体定位是：瞄准重大问题开展基础研究，针对学科前沿提出重大项目，建设实验平台提升仪器性能，发展核心技术支撑长远发展。
发展策略是:“四代同室”一成果一代、研制一代、预研—代、概念一代。
二、重要任务和成果实验室凭借在实验设计、探测器研制、观测数据处理、物理解释等方面的综合优势，提岀并承担或参与了多项粒子天体物理领域的大型实验项目。
空间X/丫射线天文观测与空间粒子探测:成功研制运行中国第一颗空间X射线天文卫星“慧眼”硬X射线调制望远镜(Insight-HXMT)卫星、天宫2号唯一的天文载荷Y暴偏振仪(POLAR),POLAR-2成功入选中国空间站首批科学实验;提出且即将发射引力波电磁对应体全天监测器(GECAM)；提出并正在预研国际合作天文台级X射线卫星项目“增强型X射线时变与偏振探测卫星(eXTP)”、中国空间站规划中的大型科学载荷之一高能宇宙辐射探测设施(HERD)；成功研制暗物质粒子探测卫星(DAMPE)主要载荷之一的硅阵列探测器(STK)、电磁监测试验卫星主要载荷之一的高能粒子探测器；提出并正在研制中法合作天文卫星空间变源监视器(SVOM)4个科学仪器之一的丫射线监视器(GRM)与爱因斯坦探针(EP)二个科学仪器之一的后随观测X射线望远镜(FXT)；实质参与国际空间站大型国际合作项目阿尔法磁谱仪(AMS-02)。
射电天文学的发现及其应用
射电天文学的发现及其应用射电天文学是一门研究天体射电信号的学科，它于20世纪之后逐渐兴起。
利用射电望远镜来观测射电波信号，有助于我们了解宇宙中的天体、宇宙结构和宇宙演化。
本文将介绍射电天文学的发现及其应用。
一、射电天文学的发现历史1940年代，人们开始意识到，天体会发射射电波。
但当时的射电望远镜并不完善，只能捕捉到较大的天体，如太阳、银河系中心区域、和星际磁场。
1950年代，发射力度更强的射电望远镜得以发明和应用，科学家们随之能够观测到更小、更遥远、更微弱的目标。
如今，射电天文学已成为宇宙学发展中的重要分支领域，对研究宇宙学、星际介质、宇宙大爆炸、星际尘埃、射电星系和宇宙放射线等方面都有所贡献。
二、射电天文学的应用1. 研究宇宙演化射电天文学对于研究宇宙演化有着重要的作用。
通过观测宇宙微波背景辐射，可以了解宇宙在大爆炸后的温度、密度等参数，从而推测宇宙的形成、演化和结构。
此外，射电天文学还可以研究暗物质分布、宇宙膨胀、暗物质和能量。
2. 研究星际介质射电天文学还可以用于研究星际介质。
星际介质是指银河系中，星际空间中包含的气体、星云和尘埃等组成物质的总称。
射电望远镜可以探测到这些星际物质所发出的射电波，通过分析它们的频率、强度和极化，可以探究星际介质的物理性质和化学成分，并了解星际空间的结构、演化和物质分布。
3. 研究宇宙射线射电望远镜还可以探测到宇宙射线信号，例如高能宇宙射线和伽马射线等。
它们是宇宙星系、宇宙中心黑洞和伽马射线暴等天体所产生的高能粒子，具有极高的能量和强度，可以研究宇宙中的各种天体以及宇宙能谱等。
4. 探测宇宙暗物质射电天文学还可以应用于探测宇宙暗物质。
随着暗物质在宇宙中所占比例越来越明显，科学家逐渐开发出了多种对其进行观测的方法。
其中之一就是利用射电望远镜，通过探测暗物质的密度分布和分析其跨越观察线的效应，来研究它的性质和分布等。
三、结语随着技术的进步和射电天文学研究的不断深入，我们对于宇宙的见解越来越深刻，对于解析宇宙的工具也越发完善，对于人类来说，这是一个宏伟而不断变化的宇宙边界，我们期待着未来的发现，让我们更加了解和掌握宇宙的奥秘。
vlbi技术的原理和应用
VLBI技术的原理和应用1. 什么是VLBI技术VLBI（Very Long Baseline Interferometry）技术是一种高精度的射电观测技术，用于远距离的射电测量和研究。
VLBI技术利用多个分布在不同地理位置上的射电望远镜，通过同时观测天体射电信号并进行数据记录和相位叠加处理，从而实现高分辨率和高灵敏度的观测效果。
2. VLBI技术的原理VLBI技术的原理基于干涉测量的概念。
首先，多个射电望远镜在同一时刻观测同一个天体，并将信号转换为数字信号。
然后，这些数字信号通过高速网络传输到一个中心处理站，进行相位叠加处理。
在相位叠加处理中，通过对不同射电望远镜接收到的信号的相位进行比较，可以计算出来自天体的射电波前的抵达时间差。
同时，还可以计算出来自天体的射电波的相位差，从而得到高精度的角度和距离测量结果。
3. VLBI技术的应用3.1 天体射电天文学研究VLBI技术在天体射电天文学研究中具有重要作用。
它可以提供高分辨率的天体图像，帮助天文学家研究天体的形态、结构和演化过程。
由于VLBI技术可以提供更高的角分辨率，因此在探测和研究宇宙背景辐射、行星、恒星、星系和星系团方面有很大的优势。
3.2 地球科学研究VLBI技术还被广泛应用于地球科学研究领域。
通过利用VLBI技术测量地球上各个位置之间的精确距离和运动，可以了解地壳运动、地球自转、地板变形以及地球引力场变化等方面的信息。
这对于地震研究、地质构造分析和卫星定位系统的精确度提高具有重要意义。
3.3 导航和定位系统VLBI技术还可以用于导航和定位系统。
通过多个位于不同地理位置的VLBI观测站，可以实现对飞行器、卫星和船只等对象的高精度测量和定位。
这对于现代航空、航天和海洋领域的导航和定位具有重要意义，可以提高导航系统的安全性和精确度。
3.4 其他应用领域除了上述应用领域外，VLBI技术还被用于大气物理学研究、地球重力场测量、天文导航和超长基线干涉等领域。
天体物理学中的射电天文观测技术
天体物理学中的射电天文观测技术射电天文学是研究宇宙中电磁辐射的一门学科，它利用射电望远镜观测和研究宇宙中的天体及宇宙物理过程。
在天体物理学中，射电天文观测技术发挥着重要作用。
本文将介绍天体物理学中的射电天文观测技术及其应用。
射电天文学通过观测和分析天体发射的射电辐射来研究宇宙的演化、天体的结构和物理特性，从而揭示宇宙的奥秘。
射电天文观测技术包括射电望远镜的建造、天线的设计和制造、接收机的构建以及信号处理和数据分析等多个方面。
其中，射电望远镜是实现射电天文观测的关键设备。
射电望远镜的种类多样，包括单口径射电望远镜、干涉阵列射电望远镜以及空间射电望远镜。
单口径射电望远镜通常由一个大碗或折叠板组成，用于接收射电波并将其聚焦到接收机上。
干涉阵列射电望远镜由多个天线组成，可以通过互相之间的干涉来增加分辨率和灵敏度。
空间射电望远镜通过放置在地球外的卫星上来避免地球大气的干扰。
射电天文观测技术中，天线的设计和制造至关重要。
天线用于接收从天体发射的射电信号，并将其转换成电信号。
射电信号的强度非常微弱，因此天线需要具有高灵敏度和高增益。
此外，天线还需要具备宽频带、良好的指向性和稳定性。
目前，常见的天线类型包括网格天线、反射面天线和阵列天线等。
接收机是射电天文观测中的另一个重要组成部分。
它负责将从天线收集到的射电信号进行放大和处理。
接收机需要具备高灵敏度、宽动态范围、低噪声系数和稳定的频率特性。
为了获得更高的灵敏度，射电接收机通常采用低温工作，如使用液氦冷却等技术。
信号处理和数据分析是射电天文观测的关键环节。
由于射电信号受到天体本身的特性以及宇宙中的干扰因素的影响，因此需要进行一系列的信号处理和数据分析来提取有效信息。
这包括信号滤波、校正、干扰消除以及恢复原始数据等步骤。
射电天文观测技术在天体物理学研究中发挥着重要的作用。
它可以用来探测和研究射电宇宙背景辐射、银河系内恒星形成、星系结构和演化、类星体、脉冲星等天体的性质。
VLBI系统详解
射电干涉测量得到的类星体影像
内容提纲
1 2 3
射电观测 VLBI基本原理 VLBI的现状
VLBI基本原理
甚长基线干涉测量的定义
• 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τ，以及延迟率 dτ/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。
VLBI 现状
VLBI测量项目
• 天文、天体物理
• VLA • SKA(square kilometer area, 简称SKA)
• 大地测量与地球动力学 IVS网站： • 项目CONT05,CONT08 /index.html • 板块运动
• EOPs和章动参数 • 授时、地球自转T T源自内容提纲1 2 3
射电观测 VLBI基本原理 VLBI的现状
VLBI 现状
1979-1983
1984-1988
1997-2001
1993-1996
1989-1993
VLBI 现状
地面VLBI测站网络
• 2003年到2005年间全球VLBI观测数据 中参与联合观测的VLBI有38个测站。 • 不断地增加…
A
B
VLBI基本原理
产生过程
• 每一台射电望远镜采用 氢钟保证时间同步，代 替站间的电缆连线。 • 距离可以达到地球直径。 • 数据记录采用磁带，可 以事后处理。
VLBI基本原理
射电干涉测量的原理
射电信号 a c( c s A' A B
（ 1 ）如果类星体的天文坐标 α 、 δ 精确测 定 时 ， 只 有 三 个 未 知 参 数 （ ⊿ X, ⊿Y,⊿Z ）。只需要三个观测值。比较常 用。 （ 2 ）如果 α 、 δ 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)。
什么是射电天文学？
1. 射电星系和星系团：射电天文学可以观测到远离地球的星系和星系团，研究它们的形成 、演化和物理性质，以及宇宙中的大尺度结构。
2. 脉冲星和中子星：脉冲星是自转极快的恒星，会产生规律的射电脉冲信号。射电天文学 可以研究脉冲星的旋转和脉冲特征，以及中子星的性质和行为。
3. 银河系中的射电源：射电天文学可以观测和研究银河系中的射电源，如恒星形成区、超 新星遗迹、星际介质等，以了解银河系的结构和演化。
什么是射电天文学？
射电天文学是研究和观测宇宙中的射电波段的天体现象和现象的学科。它利用射电望远镜 来观测和研究宇宙中的射电信号。
射电波段是电磁波谱中的一部分，具有较长的波长和较低的频率。相比可见光和红外线等 其他波段，射电波能够穿透星际尘埃和气体云等介质，因此能够提供更深入和更全面的宇宙 观测。
什么是射电天文学？
什么是射电天文学？
4. 太阳射电天文学：射电天文学也可以用于观测和研究太阳的射电活动，如太阳耀斑、日 冕物质抛射等，以及太阳风和太阳系中的星际介质。
射电天文学的发展离不开大型射电望远镜和射电干涉阵列的建设和使用。通过这些设备， 射电天文学家能够捕捉和分析宇宙中微弱的射电信号，揭示宇宙的奥秘和未知的天体现象。
射电天文简介-实测天体物理学-中国科技大学
1997年6厘米增益曲线为
ηa (Z) = 0.62(8.831 10−1 +9.150 10−3 Z −2.971 10−4 Z2 +5.279 10−6 Z3 +3.501 10−8 Z4) × × × × ×
1951 美国和荷兰二个小组几乎同时观测到中性氢21cm谱线 (后澳大利亚小组证实) 多天线射电干涉仪开始发展 1954 探测到HII区的射电连续谱辐射 1959 第三版剑桥射电星表3CR 471 射电源 1962 英国Martin Ryle建成第一台综合孔径望远镜 (Nobel Prize 1974) 探测到星际磁场及法拉第效应 1963 发现星际分子 OH 吸收（1665/1667 MHz) 1964 Penzias and Wilson 发现3K微波背景辐射(波长7.35厘 米) (Nobel Prize 1978) 1965 发现天文脉泽 OH(银河系) 英 Hewish and Bell 发现脉冲星(波长3.7米) 1967 （Nobel Prize 1974)
Imaging: UV-plane sampling • With limited number of antennas, the uv-plane is sampled at descrete points:
=
X
VM
S
Vo
自校准(selfcal) 调整权重 定量分析（model-fit）
相位参考(phase-reference)
2k
( S ν ) min = M
2 kT sys
η a A τΔ ν
VLBI基本原理-甚长基线干涉测量技术-实测天体物理学-中国科学院-上海天文台介绍
简单模型的可见度
上海天文台
Shanghai Astronomical Observatory
一个点源的可见度函数
V (u,V ) I (l , m)e2j ( ulVm )dldm I 0 (l0 , m0 )e2j ( ulVm )dldm
V (u,V ) I 0e2j ( ul0 Vm0 )
幅度为 相位为
I 0 [cos 2 (ul0 Vm0 ) sin2 (ul0 Vm0 )]1 2 I 0
tan1 (ul0 Vm0 )
如果这个点源位置在相位参考中心, l0 0, m0 0 相位为常数（0）
如 S S0 为单位矢量 S , S0 1 S S S S0 S0 2S0 1 2S0
垂直 如果选择坐标系, S0 在这个坐标系中的分量为(0,0,1)
I2
m
I1 I 2
I1=2I1
I2
m
I1 2 I 2
l
l0
l
l0
上海天文台
Shanghai Astronomical Observatory
Байду номын сангаас
园对称分量 F (r ) 中心在 的原点，离原点的径向距离 (l , m) 其Fourier变换为 F ( )， (u,V)距离
r l 2 m2
均匀园面(a为直径）
Shanghai Astronomical Observatory
4 /(a 2 ) f (r ) 0
ra 2
光学薄的球
射电天文发展报告
射电天文学科进展报告引言射电天文学为现代天文学做出了巨大贡献。
上世纪六十年代天文学的四大发现，类星体、脉冲星、星际分子和宇宙微波背景辐射，都是用射电手段观测到的。
迄今有10项诺贝尔物理学奖授予天文学研究领域，射电天文学成就了其中6项，充分显示了这门新兴学科的强大生命力。
以英国Jordrell Bank-76米、澳大利亚Parkes-64米、美国Aricebo-305米、德国MPIfR-100米和美国GBT-100米为代表的一批大型射电望远镜在国际上相继建成，射电干涉技术极大的提高了射电天文观测的分辨率和灵敏度，以美国甚大阵（VLA）、印度GMRT，英国MERLIN，美国的VLBA等综合孔径望远镜和欧洲的VLBI网（EVN）为代表的一批阵列构成并提供了不同的观测基线层次，以日本VSOP为代表射电干涉技术开始向空间发展。
大型低频射电望远镜阵列LOFAR，21CMA，MW A等将为探测再电离时代高红移宇宙做出贡献。
接收机方面，多波束技术和数字技术快速发展，使射电天文的观测效率和水平上了一个新的台阶。
具有平方公里接收面积的SKA作为下一代米波和厘米波干涉阵，其核心科学目标雄心勃勃，前景令人鼓舞。
美国NRAO-12米，欧洲IRAM-30米和日本NRO-45米等毫米波望远镜的大量科学产出，德国APEX-12米和日本ASTE-10米的建成以及ALMA的建设，标志着毫米波亚毫米波观测技术的快速发展，拓宽了射电观测窗口。
射电天文技术的进步极大的推动了天文学的发展。
【注：国内外太阳的射电研究进展见太阳学科进展报告。
】我国的射电天文学发展迅速，研究力量主要集中在国家天文台总部、紫金山天文台、上海天文台和乌鲁木齐天文站等观测基地，以及北京大学、南京大学和北京师范大学等高校。
研究方向主要布局于星系及活动星系核、分子谱线、脉冲星、射电天文技术等领域，还开展诸如探月工程VLBI测轨等深空探测研究。
目前已建成了密云综合孔径望远镜、青海德令哈13.7米毫米波望远镜、上海佘山25米、乌鲁木齐南山25米、密云50米和昆明40米射电望远镜。
中科大天体物理学讲义02测量：天体信息的获取
第二章测量：天体信息的获取2.1 天体信息的获得1. 电磁辐射电磁辐射也就是电磁波。
目前绝大部分的天体信息通过这一渠道获得。
电磁辐射的频谱范围很广，从波长最短的 g射线，到可见光，再到波长很长的微波、射电波等都属于电磁辐射。
宇宙空间中的大量电磁辐射给我们提供了最多、最详尽的有关天体的各种信息。
望远镜简介望远镜最重要的性能指标一是通光口径，二是分辨率。
口径越大，收集到的光越多，看得就越远。
分辨率越高，看得也就越清楚。
折射望远镜折射望远镜使用透镜作为物镜。
由天体来的平行光经透镜折射后在焦平面上成像。
由凹透镜作目镜的称 Galileo 望远镜；由凸透镜作目镜的称 Kepler望远镜。
因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。
由于加工技术限制和吸收严重，折射望远镜口径不能太大。
反射望远镜反射望远镜使用反射镜作为物镜。
可分为Newton 望远镜、Cassegrain望远镜、Gregory 望远镜、R-C望远镜和折轴望远镜几种类型。
反射望远镜的主要优点是不存在色差。
反射望远镜的相对口径可以做得较大。
现代大型望远镜都采用这种类型。
折反射望远镜折反射望远镜由折射元件和反射元件组合而成。
主镜为球面镜，用于成像。
透镜用于改正像差。
折反射望远镜的特点是相对口径很大，光力强，视场广阔，像质优良。
2. 中微子天体不仅辐射电磁波，还发射大量的中微子。
中微子是1932年 Pauli 在研究 b 衰变时提出的一种不带电的粒子，Fermi 建议命名为Neutrino, 意思是微小的中子。
目前已经知道，中微子有 n e n m n t以及相应的反粒子。
可能有很小的质量。
中微子的特点是与一般物质的相互作用极弱，几乎可以毫无阻碍地穿越任何物质，很难捕捉。
对中微子而言，任何物质几乎都是透明的。
在恒星内部产生的中微子可以立刻逃逸出去，因此携带了丰富的关于恒星内部的信息。
每时每刻都有大量的中微子穿过我们的身体。
VLBI测量原理与应用
VLBI测量原理与应用作者：魏海庆来源：《科技资讯》 2011年第10期魏海庆(重庆珠峰业建设工程有限公司重庆 400039)摘要:随着测量技术的不断发展,VLBI技术得到了较为广泛的应用,本文结合其原理,分析探讨了该种测量方法的应用,以及在我国的应用进行了阐述。
关键词:测量 VLBI 原理应用中图分类号:TP2 文献标识码:A 文章编号:1672-3791(2011)04(a)-0023-02VLBI即甚长基线干涉的测量,就是把几个小望远镜联合起来,达到一架大望远镜的观测效果。
这是因为,虽然射电望远镜能“看到”光学望远镜无法看到的电磁辐射,从而进行远距离和异常天体的观测,但如果要达到足够清晰的分辨率,就得把望远镜的天线做成几百公里甚至地球那么大。
VLBI测量的主要采用原子钟控制的高稳定度的独立本振系统和磁带记录装置;由两个或两个以上的天线分别在同一时刻接收同一射电源的信号,各自记录在磁带上;然后把磁带一起送到处理机中,进行相关运算,求出观测值。
这种干涉测量方法的优点是基线长度原则上不受限制,可长达几千公里,因而极大地提高了分辨率。
其原理图如图1。
甚长基线干涉的测量值包括:干涉条纹的相关幅度;射电源同一时刻辐射的电磁波到达基线两端的时间延迟差(简称时延),延迟差变化率(简称时延率)。
相关幅度提供有关射电源亮度分布的信息,时延和时延率提供有关基线(长度和方向)和射电源位置(赤经和赤纬)的信息。
所得的射电源的亮度分布,分辨率达到万分之几角秒,测量洲际间基线三维向量的精度达到几厘米,测量射电源的位置的精度达到千分之几角秒。
在分辨率和测量精度上,与其他常规测量手段相比,成数量级的提高。
目前,用于甚长基线干涉仪的天线,是各地原有的大、中型天线,平均口径在30米左右,使用的波长大部分在厘米波段。
最长基线的长度可以跨越大洲。
1 VLBI测量的基本原理射电源辐射出的电磁波,通过地球大气到达地面,由基线两端的天线接收。
09国标学科代码
基础力学
理论力学；理性力学；非线性力学；连续介质力学；摩擦学；柔性多体力学；陀螺力学；飞行力学；基础力学其他学科
13015
固体力学
弹性力学；塑性力学（包括弹塑性力学）；粘弹性、粘塑性力学；蠕变；界面力学与表面力学；疲劳；损伤力学；断裂力学；散体力学；细观力学；微观力学；电磁固体力学；材料力学（归入43010）；结构力学；计算固体力学；实验固体力学；固体力学其他学科
12030
控制理论
大系统理论；系统辨识；状态估计；鲁棒控制；控制理论其他学科
12040
系统评估与可行性分析
12050
系统工程方法论
系统建模；决策分析（归入63050）；决策支持系统（归入63050）；管理信息系统（归入63050）；系统工程方法论其他学科
12099
信息科学与系统科学其他学科
130
力学
16050
星系与宇宙学
星系动力学；星系天文学；运动宇宙学；星系际物质；大爆炸宇宙论；星系形成与演化；宇宙大尺度结构起源与演化；星系与宇宙学其他学科
16055
恒星与银河系
恒星物理学；恒星天文学；恒星形成与演化；星际物质物理学；银河系结构与运动；恒星与银河系其他学科
16060
太阳与太阳系
太阳物理学；太阳系物理学；太阳系形成与演化；行星物理学；行星际物理学；陨星学；比较行星学；月球科学；太阳与太阳系其他学科
11064
概率论
几何概率；概率分布；极限理论；随机过程（包括正态过程与平稳过程、点过程等）；马尔可夫过程；随机分析；鞅论；应用概率论（具体应用入有关学科）；概率论其他学科
11067
数理统计学
抽样理论（包括抽样分布、抽样调查等）；假设检验；非参数统计；方差分析；相关回归分析；统计推断；贝叶斯统计（包括参数估计等）；试验设计；多元分析；统计判决理论；时间序列分析；空间统计；数理统计学其他学科
我国探月工程VLBI相关处理机简介
延迟 ，延迟 率 ，相 位
图 １ ＶＬ Ｉ系统原理 ［ Ｂ ４ １
相关处理机是 Ｖ Ｂ 的数据预处理核心设备，是复杂的高速信号处理系统，观测信号的 ＬＩ 相关函数或复可见度 函数 （ 互谱密度函数） 就在相关处理机中形成。目前的相关处理机是用于
Ｖ Ｂ 卫星观测数据处理的五台站 Ｆ ＬＩ Ｘ型频域相关处理机，完成数据的格式转换、时间同步、 延时补偿、 Ｆ Ｔ运算 、复数交差相乘累加、长期累加，最后输出计算结果 ，供后处理使用。 Ｆ 在我国探月工程中，要求 Ｖ Ｂ 系统具有数据的实时传输与实时处理能力，因此与传统 ＬＩ 的处理机 相 比，新的相 关处 理机 需要满 足相 应 的技 术要 求。
２ 相关 处理 原理
地球上位于不同位置的两架射电望远镜，可以接收到来 自宇宙深处射 电源发出的电磁辐 射 。不 同 的望远镜 接收 到同 一波前 的信号 时 ，由于位置 的差 异，到 达时 间会有差 异 ，即 图 １中
的延迟 丁。
以图 １中的 “ 天 线”为参考 ， 设 天线 收到 的信号为 Ｖ ＝ｃｓｏ（ 假 ｘ ｏ ｔ为简化计算 ，不妨 ｃ 假设 幅度为 １，初始 相位 为 ０ ， Ｙ 天 线收到 的信 号为 ＝ ｃｓ （一丁 ，两地本 振信 号均为 ） ｏ ｗｔ ）
经过软件验证并与欧空局 （ Ａ） ＥＳ 提供的数据进行了 比较，结果符合 良好。 关 键 词 ：天文观测设备与技术；甚长基线测量；相关处理机；数据 回放；相关处理；模型计算 ；
长期 累 加
中图分类号：Ｐ２８６ ２．
文献标识码： Ａ
ｌ 引
言
甚长 基线 干涉 测量 （ｅｙＬ ｎ ａｅ ｎ ｎｅｆｒｍｅｒ， Ｂ ） ２ Ｖ ｒ ｏ ｇＢ ｓｌ ｅＩｔｒ ｏ ｔｙ ＶＬ Ｉ 足 ０世纪 ６ ｉ ｅ ０年代后 期发 展 起来的射 电干 涉新技术 ＿ ，是一种 重要的射 电天文技 术。它 采用无线 电干涉法 ，将 多个位 ２ Ｊ
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(/d) 1.22 17.6
距离
第一旁瓣的幅度 Amax/ 几 （低于主瓣的db 何面积 数）
1 0.73 0.55 0.87
1.62 2.03 1.49
24.7 30.7 23.7
0.25 1.17
2
1 2
0.25 1.23
0.5 0.5 1.13 1.16
1.68
1.33 1.51
32.3
22.0 26.5
这个假想电阻的温度 则称为天线温度Ta 仅是一种功率电平的简化表示，与任何真 实的温度毫无关系。
• 天线温度
Ta
a A
2k
S
• 系统等效流量密度
SEFD 2kTsys
a A
亮温度TB
•
射电天文中常用亮温度TB等价于射电源的射电亮度
•
2h 3 1 2k 2TB B 2 h c c2 exp ( ) 1 kTB
• 接收机接收到功率
W Aeff S
接收机的带宽为 （Hz）, 并S在内为常数
P Aeff S
比例常数Aeff是望远镜的有 效面积
望远镜的角分辩率
上面的讨论没有考虑射电望远镜的成图的问题， • 实际上在望远镜焦平面上，我们得到的亮度分布 为 I' ( ) I ( ) ，系统响应为T ( ) • 如果天空的亮度分布为 • 望远镜主极大方向为 ，源位置方向为
I ( ) I ( )T ( )d • 如果我们定义变量 S 为空间频率，它与空间角
'
度
为一对富利叶变换变量
~ ~ I ( S ) I ( S ) T ( S ) ~ '
•
T (S ) 为系统的传递函数
T( ) 包括了大气和望远镜的系统响应，
0.81
0.92 0.88
• 点源的漂移曲线－－－功率方向图
接收机
绘图议
天线面准确度
• 天线面的准确度用天线面偏离理想表面
的均方根误差 来衡量 相位误差 约为 = 4 / 2 主波束的功率变为 e S surf e ( 4 / ) 天线表面效率 =/20 surf = 67 %
0 0 0
f ( ) 2a 2 J1 (2a ) /( 2a )
归一化后
F ( ) 2 J1 (2a ) /( 2a )
P(l , m) [ F ( )]
2
功率方向图
• • • •
半径为a （= D / 2）个波长的理想圆孔径的特性 半功率点全宽度 1.02/D 主极大到第一零点的角距离 1.22/D 第一旁瓣的幅度（低于主瓣的db数） 17.6
无线电波段的粗略划分
• 依波长划分
米波, 厘米波, 毫米波, 亚毫米波 (远红外) • 依据频率划分 HF < 30 MHz VHF 30 ---- 300 MHz UHF 300 ---- 1000MHz Microwave 1000---3000MHz ( 毫米波 mm) 30 --- 300 GHz (亚毫米波 Sub-mm) 300---1000GHz
S (Jy)
•
Ta
对非偏振天体辐射 a AS
2k a A Ta G 2k S
GS
（ K/Jy）
由于天线的重力变形,温度效应等，天线效率 a 通常是仰角的函数 -----天线增益曲线
大部分天体的射电辐射都具有噪声性质，且其信 号很微弱 1Jy的天体辐射在25米直径的望远镜上接收到的 信号为约5X10-24W/Hz，如果接收机的带宽为 100MHz，接收到的功率仅为5X10-16W。而一 个处于绝对温度为T的电阻R的二端，在带宽 内热噪声起伏电压的平方平均值为
1969 1970 1971
1974
1980 1980 1982 1984 1984 1987 1992 1997
发现水脉泽(银河系) 发现CO分子 在类星体内发现视超光速运动现象(VLBI) 发现双星系统中脉冲星 （Nobel Prize1993) Very Large Array (VLA) 引力透镜的发现与确认 发现河外OH超脉泽 超短脉冲星的发现 欧洲VLBI网(EVN)建立 毫米波VLBI 图象 VLBA 得到干涉条纹 空间VLBI VSOP 于2月发射
射电望远镜
• 天线＋接收机＋终端＋记录设备
不同的观测目的，要用不同的终端 单天线总流量：辐射计 谱线： 频谱仪（自相关频谱仪） 脉冲星：脉冲星接收机 VLBI： VLBI网兼容的终端
射电望远镜天线
• 接收天体辐射的无线电信号 • 射电波长比光学波段长约5个量级
•
•
加工精度比较低，可以制造大口径 天线形状与工作波长及口径有关 长波长可用偶极子天线 厘米波及更短波段通长通常采用抛物面天线 特大的望远镜采用球形 （ 球差 ） Arecibo 典型的设计是修正的Cassegrain 系统 主反射面也偏离真实的抛物面以补偿由于付 镜的形状引入的路径差。
• 射电源的亮度 (强度) B 或 (W/m2Hz Sr )
单位频率间隔单位面积单位时间间隔向单位立体角 辐射的能量 • 射电源的流量密度 S（W / m2 Hz ） 单位频率间隔单位面积单位时间间隔辐射的能量 • 射电天文常用央斯基Jy 作单位 1Jy= 10-26 W / m2 /Hz =10-23ergs/s/cm2/Hz • S 常是辐射频率的函数
2
• 望远镜可以工作的最小波长 min
与天线面的均方根误差有关 min / 4 通常规定为 0.63 min ~ 20 实际上并非射电望远镜完全不能在更短 的波长上工作，而是它的天线效率已经 比较低
•
有效面积Aeff
天线的内部损耗（遮挡等）及孔径照明 分布等会使Amax 小于几何面积 A ， 用a 表示天线效率， 天线的有效面积为 Aeff=a A
• Amax/几何面积
1.0
场强方向图
功率方向图
• 孔径的照明分布形式
g ( ) k [1 ( / a) ]
0
2 P
a a
半径为a （= D / 2）个波长的理想圆孔径的特性
P 0 1 2 1
K 0 0 0
半功率点全 宽度 (/d)
主极大到第 一零点的角
1.02 1.27 1.47
后面的近似条件为
h kTB
<< 1
Rayleigh-Jeans 近似(射电天文中常用的近似)
• 同样应强调，这是用黑体温度来定义射电
源的亮度，这个温度与任何真实的温度毫 无关系。 • 仅在射电源辐射机制为黑体热辐射并且温 度与观测波长满足上述近似时，可以联系 到射电源的温度。
• 射电源的亮度分布 B（l,m）可用亮温
功率方向图
A(l , m) Amax P(l , m) Amax F (l , m)
2
均匀照明的圆孔径
g() 1
0
2
a a
a 为孔径的半径 （以波长为单位）
f ( ) g ( )d exp( j 2 cos )d 2 g ( ) J 0 (2 )d
• 地面利用电离层反射进行无线电通讯的最高频率
f 0 80.8 10 N e,max MHz
6
• 电离层最大电子密度（电子数/厘米3） N e,max
• • • • • •
L波段 ~20厘米 S波段 ~10厘米 C波段 ~6厘米 X波段 ~3厘米 Ku波段 (U波段） ~2厘米 K波段 ~1厘米射电源Fra bibliotek北天极
天线场强方向图与功率方向图
F（l,m）复函数 天线端电压的振幅和相位 照明分布 g(x,y) 电流的振幅和相位 F(l,m) ------- g(x,y) 二维的付里叶变换对 场强方向图
F (l , m) g ( x, y) exp[ 2j ( xl ym)]dxdy
射电天文方法与VLBI
蒋栋荣
• 1) 射电天文方法 • 2）VLBI基本原理 • 3）活动星系核的VLBI观测研究
射电天文学简史
1932 Jansky发现银河中心射电辐射(波长14.6米) 1937 Reber在家中建成第一台射电望远镜(口径 9.45米) 1942 二次大战中探测到太阳射电辐射（10cm和3cm） 1943 Reber 发表第一幅160MH射电天空图 (后来知道是天鹅座A，仙后座A) 1945 荷兰人Hendrick van de Hulst预言21cm H 原子 超精 结构谱线 (苏联人Josef Shklovsky 1949年独立预报21厘米氢谱 线， 预报OH谱线) 1948 蟹状星云超新星遗迹的射电辐射 1949 H.Alfven, B.Herlofsen 提出用同步加速辐射解释 射电辐射
在光学观测中，大气的相干长度通常仅为 米级以下，对大光学望远镜来说 T ( ) 是由大气主导的 在射电波段，是由望远镜的响应 A ( ) 主导 的 如果天空的亮度分布是一个点源 即我们将得到望远镜的功率方向图， 它的半功率点全宽度(HPFW)是望远镜的角 分辩率
天线增益 G,
天线增益曲线
• 电磁波传播方程（在自由空间）
2
1 2 2 c t
2
在源附近, 要求球面波方程 对天文目标(在很大距离上),波前的弯曲可以忽 略，平面波是足够好的近似（远场近似）． 单色横波，沿Ｚ方向传播，电场
( x, y ) a 0 exp( j 2 (t knz))
1951 美国和荷兰二个小组几乎同时观测到中性氢21cm谱线 (后澳大利亚小组证实) 多天线射电干涉仪开始发展 1954 探测到HII区的射电连续谱辐射 1959 第三版剑桥射电星表3CR 471 射电源 1962 英国Martin Ryle建成第一台综合孔径望远镜 (Nobel Prize 1974) 探测到星际磁场及法拉第效应 1963 发现星际分子 OH 吸收（1665/1667 MHz) 1964 Penzias and Wilson 发现3K微波背景辐射(波长7.35厘米) (Nobel Prize 1978) 1965 发现天文脉泽 OH(银河系) 1967 英 Hewish and Bell 发现脉冲星(波长3.7米) （Nobel Prize 1974) 美－加 记录到第一批VLBI条纹