甚长基线射电干涉测量

甚长基线干涉测量（英语：Very-long-baseline interferometry，VLBI）是一种在电波天文学中使用的天文干涉测量方法。允许多个天文望远镜同时观测一个天体。

射电天文学无线电天文学是天文学的一个分支，通过电磁波频谱以无线电频率研究天体。无线电天文学的技术与光学相似，但是无线电望远镜因为观察的波长较长，所以更为巨大。这个领域的起源肇因于发现多数的天体不仅辐射出可见光，也发射出无线电波。

从天体而来的无线电波的初步探测是在1930年代当卡尔·央斯基观察到从银河到来的辐射。随后观察已经确定了一些不同的无线电发射源。这些包括恒星和星系，以及全新的天体种类，如电波星系，类星体，脉冲星和微波激射器。宇宙微波背景辐射的发现被视为通过射电天文学而被做出大爆炸理论的证据。1

历史在发现天体会发射无线电波之前，就已经有天体可能也会发射无线电波的想法。在1860年代，詹姆斯·克拉克·麦克斯韦的麦克斯韦方程组就已经显示来自恒星的电磁波辐射可以有任何的波长，而不会仅仅是可见光。一些著名科学家和实验者，如爱迪生、奥利弗·洛奇和马克斯·普朗克都预言太阳应该会发射出无线电波。洛奇曾尝试观察太阳的无线电信号，但局限于当时仪器技术的极限而未能成功。.

最早辨识出的天文学无线电波源是偶然发现造成的意外收获。在1930年代的早期，美国贝尔电话公司的一位工程师卡尔·央斯基在使用巨大的定向天线研究越洋无线电话的声音在短波上受到的静电干扰时，他注意到以纸带记录器记下的类比讯号，持续的有着来源不明但会一直重复的讯号。由于这个讯号每天有一个峰值，因此央斯基起初怀疑干扰的来源是太阳。持续的分析显示，来源不随着太阳的出没变化，而是以23小时56分的周期重复著，这个特征显示来源是一个固定在天球上的天体，才会与恒星时同步转动。

通过它的观测和与光学天文的星图比对，央斯基认为辐射是来自银河，并且朝向中心星座的人马座方向最强。他在1933年公布了这项发现，央斯基本想再进一步的详细研究来自银河的无线电波，但贝尔实验室重新分配了另一项工作给央斯基，使他不能继续在天文学的领域内完成进一步的工作。

1937年，格罗特·雷伯修建了一架9米直径的抛物面碟形无线电望远镜，成为无线电天文学的先驱。他以仪器重做了央斯基早期的工作和一些简单的工作，也进行了第一次的无线电频率巡天。在1942年2月27日，英国陆军的研究官员J.S. Hey发现太阳散发出无线电波，开始协助无线电天文学的推展。. 在1950年代初期，英国剑桥大学的马丁·赖尔和安东尼·休伊什使用剑桥干涉仪描绘天空的无线电图，制做了有名的2C和3C无线电源巡天星表。1

技术无线电天文学家使用不同形式的技术在无线电光谱上观测天体。仪器也许只是简单的针对一个能量充沛的无线电源，分析它所发射出来的是何种型态的辐射。图像较详细的天空区域，会有重叠的扫描影像可以被纪录和拼合（马赛克）成单一的影像。使用的仪器种类取决于需要的信号强度和需要的详细的程度。

射电望远镜电波望远镜需要如此的大是因为需要接受信号和获得高的信噪比，也因为角分辨力是"物镜"直径的函数，与被观测的电磁辐射波长的比例，相较之下电波望远镜就必需比光学望远镜大上许多。例如，一架1米口径的光学望远镜是观测的光波波长的200万倍，解析力是数个弧秒；而一架盘面大上许多倍的电波望远镜，依据他所观测的波长，也许只能分辨满月（30弧分）大小的天体。

射电干涉仪光学天文观测一般是利用光的粒子性，而射电天文观测技术则是利用光的波动性（无线电波也是光的一种）。射电天文观测往往能记录下电磁波的相位信息，这使得人们可以通过干涉原理，将多台射电望远镜的观测数据进行相干计算，得到更高的分辨率。理论上，射电干涉仪在某一方向上能达到的最佳分辨率取决于该方向上相距最远的两台望远镜的距离。

射电干涉仪的发明意义重大，它的使用，不仅可以使得射电天文观测所能达到的分辨率超过光学天文，也能通过建立射电望远镜阵列来增加观测灵敏度，突破了射电望远镜单镜的口径限制。射电干涉仪的发明者，英国剑桥大学的马丁·赖尔（Martin Ryle,1918-1984）和安东尼·休伊什（Antony Hewish,1924-- ）因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。这也是诺贝尔物理学奖第一次授予天文学研究。2

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本词条内容贡献者为:

尹维龙 - 副教授 - 哈尔滨工业大学