补充资料：甚长基线干涉测量

    　　一种独立站射电干涉测量技术。基线两端的射电望远镜各自以独立的时间标准（氢原子钟等），同时接收同一个射电源的信号，并记录于磁带上，然后将两磁带的记录一起送入处理机作相关处理，求出两相同信号到达基线两端的时刻之差 (简称时延)τ和相对时延变化率(简称时延率)懫 (如图)。τ和懫即是观测量。
　　
　　设被观测的射电源方向(赤纬δ，赤经λ)已知，在地心直角坐标系中，该两面射电望远镜位置间的坐标差(x,y,z)同观测量间的基本观测方程为：
　　cτ+ωcosδτ(xsinλ-уcosλ)+v=-cosδcosλx-cosδsinλу-sinδz+c(i+tg),
　　其中c是光速；左端第二项是自转项，ω是自转角速度，x、у用适当近似值代入计算；v是观测误差;i+tg代表时延中来自仪器的部分。上式假设所有必须的改正均已作过，包括极移、周日极移、岁差、章动、传播介质、测站、固体潮和海潮负荷等。否则，在观测方程式中须有相应的待定参数。
　　
　　时延的观测精度很高，目前已达到0.1毫秒，相应的距离是3厘米。而且这种方法是纯几何性的测量，基本不涉及地球重力场，测量的距离也只受地球自身的限制。所以，这种技术可以以厘米级的精度对全球进行测量。被观测的射电源是银河系以外的类星体，距离极远，它们的自行每年不大于0.0001″，射电源位置的精度目前已优于0.01″，还可更高，以此为参考的坐标系是很稳定的，是迄今为止可以利用的最好的惯性参考系。此外，这种技术测量速度快，几天或几小时的观测就可得出满意的结果。观测完全不受气象条件的限制，可全天候工作。所有这些，使它必将成为地球测量、地球动态测量和天体测量的特别有力的手段。
　　
　　这一技术是从连站射电干涉测量基础上发展起来的，1967年由加拿大的布罗顿（N.W.Broten）和美国的贝尔(C.C.Bare)、莫兰 (J.M.Moran)等人分别提出。十余年来进展迅速，现已发展到利用人造卫星作射电源。由于卫星的射电流量密度比类星体的强10万倍以上，干涉测量系统更趋微型化，可以更有效地用于流动测量。不过，因卫星高度有限，射电波波前是球面的，要作改正。卫星坐标用的是地球坐标系,成果处理时要作坐标转换,换算到以类星体为参考的惯性坐标系中去。
　　

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