特長基線干涉儀

Ⅰ 銀河系中心是什麼啊

特大質量黑洞人馬座A位於我們所處的銀河系中心，也是離我們最近的特大質量黑洞。

銀河系星系的中心凸出部分，是一個很亮的球狀，直徑約為兩萬光年，厚一萬光年，這個區域由高密度的恆 星組成，主要是年齡大約在一百億年以上老年的紅色恆星，很多證據表明，在中心區域存在著一個巨大的黑洞，星系核的活動十分劇烈。銀河系的中心，即銀河系的自轉軸與銀道面的交點。

銀心在人馬座方向，1950年歷元坐標為：赤經174229，赤緯 -28°5918。銀心除作為一個幾何點外，它的另一含義是指銀河系的中心區域。太陽距銀心約10千秒差距，位於銀道面以北約8秒差距。銀心與太陽系之間充斥著大量的星際塵埃，所以在北半球用光學望遠鏡難以在可見光波段看到銀心。射電天文和紅外觀測技術興起以後，人們才能透過星際塵埃，在2微米到73厘米波段，探測到銀心的信息。中性氫21厘米譜線的觀測揭示，在距銀心4千秒差距處o有氫流膨脹臂，即所謂「三千秒差距臂」(最初將距離誤定為3千秒差距，後雖訂正為 4千秒差距，但仍沿用舊名)。大約有 1，000萬個太陽質量的中性氫，以每秒53公里的速度湧向太陽系方向。在銀心另一側，有大體同等質量的中性氫膨脹臂，以每秒135公里的速度離銀心而去。它們應是1，000萬至1，500萬年前，以不對稱方式從銀心拋射出來的。在距銀心 300秒差距的天區內，有一個繞銀心快速旋轉的氫氣盤，以每秒70～140公里的速度向外膨脹。盤內有平均直徑為 30秒差距的氫分子雲。在距銀心70秒差距處，則有激烈擾動的電離氫區，也以高速向外擴張。現已得知，不僅大量氣體從銀心外涌，而且銀心處還有一強射電源，即人馬座A，它發出強烈的同步加速輻射。甚長基線干涉儀的探測表明，銀心射電源的中心區很小，甚至小於10個天文單位，即不大於木星繞太陽的軌道。12.8微米的紅外觀測資料指出，直徑為1秒差距的銀核所擁有的質量，相當於幾百萬個太陽質量，其中約有100萬個太陽質量是以恆星形式出現的。腥巳銜

Ⅱ 礦用光干涉甲烷測定器基線不清析什麼原因

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Ⅲ 射電望遠鏡是怎麼工作的，能掃描整個宇宙嗎

SKA是，短波射電望遠鏡陣列。它不是一個單一的大口徑望遠鏡，而是由數千個更小的探測設備組成的一個巨大的信號採集面。這些天線將分布在多個區域，並將其檢測結果進行匯總，得到觀測圖像。由於其高解析度和大視場，SKA涵蓋了天文學的所有主要課題，包括恆星和星系的演化、類星體、脈沖星、超新星爆炸、外星生命、暗物質和暗能量。

天文學家推測，在宇宙的「暗期」，由於引力的不穩定性，宇宙中會出現一些「暗暈」，即暗物質的團簇。暗暈吸收普通物質，並開始形成恆星和星系。它們在星系的形成和發展中起著重要的作用。正是暗物質的引力引發了宇宙中第一代發光物體的誕生，以及最早的恆星和星系。

宇宙「暗期」的研究是現代天文學的一個重要課題。這也是人們對SKA寄予厚望的原因，因為SKA的觀測靈敏度是地球上任何射電望遠鏡陣列的50倍，解析度是後者的100倍，掃描太空的速度比這個領域最好的望遠鏡快1萬倍。天文學家認為SKA將是一台史無前例的「時間機器」，它可以把我們帶到宇宙大爆炸後的早期宇宙，使我們能夠研究宇宙在暗期的狀態，包括暗物質、暗能量等現代物理學和現代天文學的重要課題。

SKA還將用於研究黑洞，這是現代物理學和天文學的另一個「熱點」。黑洞的概念最早起源於愛因斯坦的廣義相對論。在隨後的幾十年裡，進行了大量的觀測和驗證。拍攝出了距離地球5500萬光年的M87*黑洞的照片。

流，它們以極高的溫度和能量落入黑洞，因此可以用射電望遠鏡探測到它們。有了這些能量數據，科學家們就能夠勾勒出黑洞的外部輪廓，也就是黑洞的「積吸盤」。從而拍攝出黑洞的照片，第一張黑洞的照片大概經過5個夜晚的觀測，產生了4PB的數據，經過兩年多的後續工作，在2019年4月10日21點整召開的全球新聞發布會發布了黑洞照片。

追求真理是人類最寶貴的品質。壯麗的「平方公里（射電望遠鏡）陣列」是新千年人類求知慾和探索精神的象徵。它最大的價值在於，雖然我們的生命短暫，但我們可以知道130多億年前發生了什麼，這樣我們就可以思考自然的真相，萬物的真相，宇宙的起源，這樣我們就可以了解一切是如何開始的。這就是我們需要ska的原因。

Ⅳ 甚長基線干涉測量的操作規范

1、甚長基線干涉測量的組成單位為射電望遠鏡，射電望遠鏡包含收集無線電波的定向天線、放大電波信息的高靈敏度的接收機、信息記錄終端、氫原子鍾保證時間同步、處理和顯示系統五大部分。一個完整的VLBI系統需要至少兩個觀測點。
2、數據處理中心。定向天線收集同一天體的射電輻射，接收機將這些信號加工、轉化成可供記錄和顯示的形式，終端設備把信號記錄下來，並按特定的要求進行數據回放和處理，然後顯示大地測量的延遲和延遲率觀測量等。 1、投射來的電磁波被一精確鏡面反射後，同相到達公共焦點。用旋轉拋物面作鏡面易於實現同相聚焦，因此，射電望遠鏡天線大多是拋物面。射電望遠鏡表面和一理想拋物面的均方誤差如不大於λ/16～λ/10，該望遠鏡一般就能在波長大於λ的射電波段上有效地工作。
2、對米波或長分米波觀測，可以用金屬網作鏡面；而對厘米波和毫米波觀測，則需用光滑精確的金屬板(或鍍膜)作鏡面。
3、從天體投射來並匯集到望遠鏡焦點的射電波，必須達到一定的功率電平，才能為接收機所檢測。目前的檢測技術水平要求最弱的電平一般應達 10 ~20W。射頻信號功率首先在焦點處放大10～1，000倍，並變換成較低頻率(中頻)，然後由電纜將其傳送至控制室，進一步放大、檢波，最後以適於特定研究的方式進行記錄、處理和顯示。 地質學
由於甚長基線干涉測量法具有很高的測量精度，所以用這種方法進行射電源的精確定位，測量數千公里范圍內基線距離和方向的變化，對於建立以河外射電源為基準的慣性參考系，研究地球板塊運動和地殼的形變，以及揭示極移和世界時的短周期變化規律等都具有重大意義。
天體物理學
在天體物理學方面，由於採用了獨立本振和事後處理系統，基線加長不再受到限制，這就可以跨洲越洋，充分利用地球所提供的上萬公里的基線距離，使干涉儀獲得萬分之幾角秒的超高解析度。而且，隨著地球的自轉，基線向量在波前平面上的投影，通常會掃描出一個橢圓來。這樣，在一天內對某個射電源進行跟蹤觀測的干涉儀，就可以獲得各個不同方向的超高解析度測量數據。依據多副長基線干涉儀跟蹤觀測得到的相關幅度，應用模型擬合方法，便可得到關於射電源亮度分布的結構圖。地球大氣對天體射電信號產生的隨機相位起伏，帶來了干涉條紋相位的測量誤差。這和其他一些的誤差來源一道，限制了甚長基線干涉測量法的應用。若在三條基線上對射電源進行跟蹤觀測，則由三個條紋相位之和所形成的閉合相位，基本上可以消去大氣和時鍾誤差的隨機效應。用這種閉合相位參與運算，可以達到較好的模型擬合，從而減小結構圖的誤差。
隨著投入觀測的站數不斷增多，閉合相位也在增多，而且各基線掃描的橢圓覆蓋情況也會逐漸改善，從而可以得到更精確的結構圖。用甚長基線干涉儀測到的射電結構圖表明﹕許多射電源呈扁長形，中心緻密區的角徑往往只有毫角秒量級，但卻對應著類星體或星系這樣的光學母體；有些緻密源本身還呈現小尺度的雙源結構甚至更復雜的結構；從射電結構隨時間變化的情況看來，有的小雙源好像以幾倍於光速的視速度相分離。這些新發現給天體物理學和天體演化學提出了重大的研究課題。 觀測衛星
中國科學院的VLBI網是測軌系統的一個分系統，它由北京、上海、昆明和烏魯木齊的四個望遠鏡以及位於上海的天文台的數據處理中心組成。這樣一個網所構成的望遠鏡解析度相當於口徑為3000多公里的巨大的綜合望遠鏡，測角精度可以達到百分之幾角秒，甚至更高。
VLBI測軌分系統的具體任務是獲得衛星的VLBI測量數據，包括時延、延遲率和衛星的角位置，並參與軌道的確定和預報。具體的任務，比如說完成衛星在24小時、48小時周期的調相軌道段的測軌任務。完成衛星在地月轉移軌道段、月球捕獲軌道段以及環月軌道段的測軌任務。並且還要參加調相軌道、地月轉移軌道、月球捕獲軌道段的准實時軌道的確定和預報。
VLBI測軌分系統從2007年10月27日起，即衛星24小時的調相軌道段的第一天正式實施對嫦娥一號衛星的測量任務。現在已經完成了24小時、48小時調相軌道、地月轉移軌道段和月球捕獲軌道段的第一天總共十天的測量任務。
VLBI分系統的各測站數據處理中心設備工作正常，VLBI測量數據及時傳輸到北京的航天飛控中心，數據資料很好，滿足了工程的要求，為嫦娥一號衛星的精確定軌作出了貢獻。
觀測黑洞
天文學家通過甚長基線干涉技術（VLBI），能夠將相距很遠的幾台望遠鏡聯合為一台虛擬望遠鏡。這樣的望遠鏡具有非常高的解析度，可以用來觀測黑洞邊緣的事件視界。
2015年1月13日，在德國馬普射電天文研究所（MPIfR）天文學家的努力下阿塔卡瑪探險者實驗（APEX）與阿塔卡瑪大型毫米波天線陣（ALMA）成功聯合觀測，組成一個2.08公里的虛擬望遠鏡，與7000公里外的南極望遠鏡（SPT）進行了連接。它們通過甚長基線干涉技術（VLBI）連接在一起。更大的望遠鏡可以進行更敏銳的觀測，而干涉可以讓多個相距遙遠額望遠鏡像一個望遠鏡一樣工作，並且其尺度與望遠鏡之間的距離——也被稱為「基線」——一樣大。使用VLBI，可以通過盡可能增大望遠鏡的間隔而得到更清晰的觀測結果。
聯合望遠鏡最先指向了兩個已知的黑洞——一個是銀河系的人馬座A*，另一個位於1000萬光年以外的半人馬A星系中。這項觀測中，智利的APEX望遠鏡與相距7000公里的南極SPT進行了連接，其解析度比以往所有對南半球天空的觀測都要高。
甚長基線干涉技術使得科學家能夠將多座位於世界各地的射電望遠鏡聯網，建立起一座更大的虛擬望遠鏡，觀測能力更加強大。有了這個巨大的望遠鏡後，科學家就能夠對銀河系中央的黑洞進行觀測，該黑洞被命名為人馬座A*，有望觀測到黑洞周圍出現的亮環。 IVS: International VLBI Service for Geodesy and Astrometry（應用於測地和天測的國際VLBI服務）的縮寫，為全球性的VLBI應用於天體測量和地球動力學方面的合作組織，開展VLBI觀測、數據處理及技術發展的國際合作並提供服務。
EVN：European VLBI Network（歐洲VLBI網）的縮寫。它首先由歐洲國家發起成立的VLBI組織。自1994年起，中國的上海和烏魯木齊VLBI站也參加了該組織，所以目前實質上為歐亞VLBI網。EVN提供天體物理及某些天體測量課題的觀測及進行VLBI技術發展的國際合作。
APT：Asia-Pacific Telescope（亞太射電望遠鏡）的縮寫，它由亞太地區VLBI組織或者台站組成，每年不定期地組織天文學和地球動力學方面的VLBI觀測，並組織學術交流。
CORE：Continuous Observation Rotation of Earth（地球自轉連續觀測）的縮寫，它為美國NASA的一項研究計劃，由美國NASA的GSFC主持，全球大多數具有天測/測地能力的VLBI台站參加了該項計劃。其主要科學目的就是用VLBI技術高精度連續測量地球自轉參數；同時，也為天球參考系、地球參考系的建立和維持及現代板塊運動觀測提供高精度的數據。
VSOP：VLBI Space Observatory Program（VLBI空間觀測站計劃）的縮寫。它為日本文部省宇宙科學研究所主持的一項空間VLBI計劃，它將一台等效口徑8m的天線發射至地球衛星軌道上，構成了一個空間VLBI站，其遠地點為2萬余km。全球大多數地面VLBI站均參加了該項計劃的空地VLBI觀測，所以它也形成了一項全球性的VLBI合作計劃。

Ⅳ 雷達干涉測量中的「基線」指的是什麼啊

好哥哥

Ⅵ 甚長基線干涉測量技術（VLBI）的發展和它的優點有什麼呢，要全面一點的，謝謝

主條目：干涉測量術 干涉測量術是基於電磁波的干涉理論，通過檢測相干電磁波的干涉圖樣、頻率、振幅、相位等屬性，將其應用於各種相關測量的技術的統稱。用於實現干涉測量術的儀器被稱作干涉儀。在當今多個科研領域，干涉測量術都發揮著重要作用，包括天文學、光纖光學、工程測量學等。一般而言，干涉測量術分為兩種基本類型：零差檢波和外差檢波。
零差檢波
干涉測量術中，類似於前文中所敘述的兩列波的干涉都可看作零差檢波，即發生干涉的兩列電磁波具有相同的（載波）頻率或波長。在零差檢波中待測電磁波和一個已知的參考信號（經常被稱作本地振盪器）進行混波，而待測信號和參考信號的載頻是相同的，這樣得到的干涉光場可以消除電磁波本身頻率雜訊所帶來的影響。典型的光學零差檢波裝置如馬赫－曾德爾干涉儀，待測信號和參考信號來自同一波源。
外差檢波
一個外差干涉的例子：頻率分別為1千赫茲、1.4千赫茲、1.8千赫茲、2.2千赫茲的單色波發生外差干涉後，顯示出400赫茲的拍頻
外差檢波是兩束頻率不同但相近的相干電磁波的干涉，最早在美籍加拿大發明家費森登的研究中被提到。它通過將待測電磁波和參考信號進行混波，實現對待測電磁波的頻率調制。現今這種方法已被廣泛地應用於遠程通信和天文學領域的信號探測和分析中，其中以無線電波、紅外線、可見光的干涉最為常見。待測信號和參考信號的頻率相近而不完全相同，在外差檢波中，兩列波同時入射到一個混頻器件——通常為（光）二極體——此時兩者發生外差干涉。
如果設待測信號的電場為，參考信號的電場為，則發生外差干涉後在混頻器件中接收到的光強為
最後的結果顯示干涉光強來自三項不同的貢獻：直流項（常數項）、高頻項和拍頻項（低頻項），在外差干涉中前兩者通常會被濾波器濾去，只保留較低頻率的拍頻。