甚长基线干涉测量技术(VLBA)基本原理
在某一波长,射电望远镜所能观测到的太空内
放大目标的细节情况,取决于望远镜的大小.一个
100米口径的望远镜能观测到的图像细节精度是
50米口径望远镜的两倍.因此,为了更好地观测太
空中天体的细节情况,就需要望远镜越大越好.但
问题是制作的望远镜大小是有限度的.射电天文学
家想出了一种解决办法,把一些小望远镜联接在一
起,其功能就象一架大望远镜一样.
为了理解联结起来的小望远镜如何能模拟一个
大望远镜的功能,首先我们需要了解一个大望远镜
是如何工作的.设想一个大望远镜的表面被分成了
一些单元块,来自太空的射电波落到没一单元表面,
然后他们被反射到望远镜的焦点上.在焦点处,这些
射电信号被叠加起来,这就是口径合成的基础.
已经证明,每一对单元,对太空中某一特定尺度
的目标在某一特殊方向是灵敏的.两个单元之间的
距离越大,观测到的目标细节越清晰.这就好象通过
用两块定位的板形成的狭缝来观测天空.狭缝越长,
看到的目标图像越清晰.口径合成的目的就是利用
尽可能多的方向和不同长度形成的狭缝,合成一个
更清晰的目标物的图像.
天文学家在完成这项任务时幸好得到了地球的
帮助.由于地球不停的自转,使观测基线方向及其投
影长度总是在不断变化着.如果能在所有方向和所
有长度上采样,用这种技术获取的图像应该和它所
模拟的大望远镜所得到的图象一样清晰.但实际上
的结果没有那么理想.
设置在不同地点的单元可以用同轴电缆联结起
来,这样可以把相距上万公里的不同地点的射电信号
收集起来.可以将这些信号记录在磁带上,然后将这
些数据发送到数据处理中心,在那里,将不同地点得到
到的数据结合起来.这就是甚长基线干涉测量技术,
或称为VLBI技术.
---------摘自中国科学报