text: 甚長基線干涉測量，是射電天文學中使用的一種射電干涉測量技術。這種技術將來自不同天文望遠鏡的觀測訊號送往相關器進行聯合處理，使其組成一臺口徑相當於多臺望遠鏡之間距離的虛擬射電望遠鏡。透過對同一深空射電源進行測量，可以高精度地確定兩臺望遠鏡之間的距離和方向。其中，望遠鏡間的距離由射電訊號到達兩臺望遠鏡中的天線的時間延遲差確定，望遠鏡間的方向則透過其與射電源方向的夾角確定。在干涉測量技術中，望遠鏡的角解析度與其口徑的寬度成正比。在傳統的聯線干涉測量技術中，望遠鏡需要透過電纜、波導管和光纖等傳輸方式進行聯接，使得干涉測量基線的長度受到限制。甚長基線干涉測量技術透過高精度、高穩定性的原子鐘和高密度的記錄裝置，將訊號與其被接收的時刻相關聯，並透過事後回放的方式對觀測資料進行比對，從而使望遠鏡之間的距離不再受到聯線干涉測量中電纜距離的限制。因此，組成干涉測量基線的望遠鏡之間的距離可以跨越大洲，達到數千甚至上萬公里。透過發射衛星天線到太空中，干涉測量基線的距離還可以超越地球的直徑，並使對流層和電離層對觀測訊號的影響得以被消除或減弱，這一技術又被稱為太空甚長基線干涉測量技術。甚長基線干涉測量技術可用於天文測量，其高解析度的特性使其能獲得深空射電源的清晰影象，並對航天器進行精密的定位。而天文測量技術也能用於大地測量領域，解決地球的定位和定向問題，建立穩定的參考系統和參考框架，以毫米級的精度測定板塊間的運動引數等。基本原理.干涉測量.根據瑞利判據，光學儀器的角解析度 formula_1 與入射電磁波的波長 formula_2，以及該儀器的口徑 formula_3 的關係式為 formula_4. 即在觀測的電磁波波長不變的情況下，儀器的口徑越大，其角分辨越小，分辨能力越高。對於射電天文學，其觀測的電磁波波段為無線電波，其波長在毫米級以上，比波長在亞微米級的可見光要長數千到數十萬倍。為達到與光學望遠鏡相同的解析度，早期的射電望遠鏡只能尋求更大的口徑，但仍難以滿足天文觀測的需要。基線測量.對於位置不同的望遠鏡，來自同一射電源的光線會在不同的時刻進入望遠鏡的接收天線，這兩個時刻的時間間隔被稱為時間延遲差。時間延遲差即包含了光在傳播距離上的差異，也包含了傳播過程中受地球大氣、天線的接收和處理裝置，以及望遠鏡所使用的原子鐘的同步誤差等。因此，兩臺望遠鏡所觀測到的，來自同一射電源的訊號是不同步的，兩者經過相關處理後能夠得到干涉條紋。在理想狀態下，時間延遲差的真實值 formula_5、兩個天線所組成的基線向量 formula_6，以及射電源方向相對於基線的夾角 formula_1 可組成如下的觀測方程：formula_8其中，formula_9 為光速。由於射電源與地球的距離遠大於基線的長度，射電源幾乎是平行地入射到兩臺望遠鏡內，因此 formula_1 對於兩臺望遠鏡是幾乎相同的。系統組成.甚長基線干涉測量系統主要由天線、接收機、資料記錄終端、原子鐘和時間同步系統以及相關處理系統等部分組成。射電源的電磁波訊號透過拋物面狀的反射天線面集中到天線饋源，由饋源轉換為高頻電訊號並傳輸給接收機。接收機對高頻電訊號進行放大後，混頻到中頻的基帶訊號上，使訊號能夠記錄於資料記錄終端中。原子鐘負責提供高頻率和高穩定度的頻率基準，為資料記錄提供精確的記錄時間，時間同步系統則負責將不同時間比對到統一的標準時間上。相關處理機則對記錄到的觀測訊號進行相關處理和分析，得到干涉測量影象、訊號間的時間延遲差和時間延遲率等基本觀測量。
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