VLBI用于深空探测器导航的原理及方法概述.ppt

第5章 VLBI用于深空探测器导航的原理及方法;VLBI原理及应用;目录：;一、射电天文学的诞生;1、大气窗口;1、大气窗口;2）大气窗口（续） “可见光窗口”和“无线电窗口”称为大气窗口 。 ;2、射电天文学的诞生;2、射电天文学的诞生（续）;2、射电天文学的诞生（续）;2、射电天文学的诞生（续）;2）雷伯的射电望远镜 美国无线电工程师雷伯(Grote Reber)证实了央斯基的发现。 1937年他在自己家的后院中，研制了一架直径为9.6米的金属抛物面天线，为现代无线电望远镜建造了样机； 对准了央斯基曾经收到宇宙射电波的天空。 一开始寻找波长更短的放射线，认为这些波长在探测时更容易、强度更强。;2）雷伯的射电望远镜 美国无线电工程师雷伯(Grote Reber)证实了央斯基的发现。 1939年4月，当他将探测波长缩短到1.87米，就发现了银河系平面的强烈辐射波。 还进一步发现了人马座射电源发射出许多不同波长的射电波。 ;3）射电天文学的诞生 雷伯又发现了其它新的射电源，并在1.9米的波长处做出了第一幅“射电天图”。 从此为以光学波段为主要观测手段的天文学揭开了新的一页，射电天文学诞生了。 射电天文学是利用射电望远镜接收到的宇宙天体发出的无线电信号，研究天体的物理、化学性质的一门学科。;4）射电天文学的发展 从央斯基的发现至今的近80年来，射电天文学揭示了许多奇妙的天文现象，并取得了令人瞩目的成就。 近代天文学的四大发现 类星体； 脉冲星； 星际分子 宇宙微波背景辐射；无一不奠基于射电天文学。 在获物理诺贝尔奖的项目中 有7项涉及天文学 其中有5项直接或主要通过射电天文学手段取得的，这些反映了这一新兴学科的强大生命力。 ;二、射电干涉测量技术;预备知识（续）;小型射电望远镜;中型射电望远镜;大型射电望远镜;FAST;FAST设计图;2）单孔径射电望远镜的限制 射电波长比较大，望远镜口径有限，单个射电望远镜观测的角分辨率低。 如：λ=10cm，D=40m θ″=λ/D×ρ″=10cm/40m×ρ″=516″=8′36″ ρ″=180 ×60 ×60/π 无线电波长光学波长数十万倍。 射电望远镜口径学望远镜口径数十倍。 单个射电望远镜观测的角分辨率比光学望远镜低。 ;2)单孔径射电望远镜的限制 θ″=λ/D×ρ″ 为了提高测角分辨率，增大D。 一般光学望远镜的角分辨率，比如0.2″ 。 设, λ=10cm,则： d=100km 很难实现;预备知识（续）;预备知识（续）;1、联线干涉测量技术;1、联线干涉测量技术（续）;1、联线干涉测量技术（续）;5）例子 ;在美国新墨西哥州的特大天线排列Very Large Arrey;;中国国家天文台北京密云综合孔径射电望远镜 ;2、甚长基线干涉测量;1)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。 距离可达地球直径 数据记录采用磁带，可以事后处理。 设d=7400km， λ=3.6cm，则： θ″=0.001″。;2)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。;2、甚长基线干涉测量;2、甚长基线干涉测量;3)甚长基线干涉测量基本原理（续） ;3)甚长基线干涉测量基本原理 ;3)甚长基线干涉测量基本原理（续） ;3)甚长基线干涉测量基本原理（续） ;3)甚长基线干涉测量基本原理（续） ;3)甚长基线干涉测量基本原理（续） ;4)甚长基线干涉测量应用 能够分辨射电源精细结构 对射电源位置以及望远镜两端测站的相对位置非常敏感，能够分辨它们之间位置的细微变化 在天体测量和大地测量中应用广泛 在深空天体导航中应用。 ;背景： 1967年以来，VLBI技术的发展已经对大地测量、地球动力学和天体测量产生了深远的影响。 VLBI极高的相对精度和分辨率，大大提高了如 大地测量定位 参考框架的连接 地球自转和极移监测 估计地壳运动 绘制河外射电源图像 等许多任务的精度水平，由此产生了许多新的应用研究领域。 VLBI已经从发展和验证阶段进入了一个精化、扩展以及普遍认可的时代。 然而，地面VLBI的天线口径不能无限制增大，为了进一步提高望远镜的角分辨率，空间VLBI技术应运而生。 ;1）定义： 将VLBI天线送往太空，大幅度延伸VLBI观测基线长度，提高观测分辨率，这种技术即为空间甚长基线干涉测量（Space VLBI，简称SVLBI）。;2）特点： 大幅度提高VLBI分辨率,使之能够的分辨出更精细的射电源结构和更好地作射电源成图。 VLBI天线受到