第四章甚长基线干涉测量技术VLBI

1、Ch4 VLBI原理及应用刘智敏E-mail: Cell-phone:ffice: J6-5594.1 射电天文学的产生 甚长基线干涉测量 Very Long Baseline Interferometry，VLBI 一种空间天文大地测量技术大气窗口光学窗口 其波长范围非常窄（0.31.0m）在地面上几乎观测不到波长短于3000埃的天体紫外辐射，因为20003000埃的紫外辐射被大气中的臭氧层吸收，它们只能穿透到约50公里高度处；10002000埃的远紫外辐射被氧分子吸收，只能到达约100公里的高度；而大气中的氧原子、氧分子、氮原子、氮分子则吸收了波长短于1000埃的

2、辐射30007000埃的辐射受到的选择吸收很小，主要因大气散射而减弱。自古以来，人类就是凭借肉眼或者借助于光学望远镜透过光学窗口来观测和认识宇宙空间的。 1埃=0.1纳米 红外窗口 水汽分子是红外辐射的主要吸收体。较强的水汽吸收带位于 0.710.735m、0.810.84m、0.890.99m、1.071.20m、1.31.5m、1.72.0m、2.43.3m、4.88.0m。在13.517m处出现二氧化碳的吸收带。这些吸收带间的空隙形成一些红外窗口。其中最宽的红外窗口在813m处（9.5m附近有臭氧的吸收带）。1722m是半透明窗口。22m以后直到1mm波长处，由于水汽的严重吸收，对地面的

3、观测者来说完全不透明。在海拔较高、空气干燥的地方, 24.542m的辐射透过率达3060。在海拔3.5km高度处，能观测到330380m、420490m、580670m (透过率约30)的辐射，也能观测到670780m（约70）和800910m（约85）的辐射。 射电窗口 其波长范围为1mm60m。 这个波段的上界变化于15200m之间，与电离层的密度、观测点的地理位置和太阳活动有关。射电窗口比光学窗口要大得多，包含了比光学波段更多的宇宙信息，射电天文学就是通过射电窗口来观测和研究宇宙的。 射电窗口的发现和利用对天文学有重要意义，宇宙中各种天体在不同波长上辐射的电磁波都包含着各自不同的物理内容

4、和信息，如天体的温度、状态、结构、成分以及演化等。 射电观测并不是对光学观测资料在数量上的增加和补充，而是为人类认识宇宙打开一个比光学窗口大得多的天窗。 射电望远镜 射电望远镜是主要接收天体射电波段辐射的望远镜 1931年，美国贝尔实验室的Jansky KG用天线阵接收到了来自银河系中心的无线电波。 随后美国人格羅特雷伯在自家的后院建造了一架口径9.5m的天线，并在1939年接收到了来自银河系中心的无线电波，并且根据观测结果绘制了第一张射电天图，射电天文学从此诞生。雷伯使用的那架天线是世界上第一架专门用于天文观测的射电望远镜。 20世纪60年代，天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、

5、宇宙微波背景辐射、星际有机分子，被称为“四大发现”，这四项发现都与射电望远镜有关。 4.2 VLBI 发展 射电望远镜是射电天文观测和研究的基本设备用来观测具有较强射电辐射的射电源的坐标、角径、辐射强度、频谱和偏振等。之所以称其为望远镜，是因为它与光学望远镜一样，观测对象是遥远的天体，但从工作原理和结构来看，它实际上是一个无线电接收设备。 宇宙射电能够通过地球大气到达地面的只是在1mm60m波长范围的射电波这是高频波段，包括米波、分米波、厘米波和毫米波等不同波段其中，米波和分米波通常称为超短波，厘米波和毫米波称为微波。 射电望远镜实质上是一个专用的、特殊的超高频接收设备 20世纪60年代，最大

6、的单孔径射电望远镜直径305米； 1962年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁赖尔（Ryle）利用干涉的原理，发明了综合孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。 其基本原理是：用相隔两地的两架射电望远镜接收同一天体的无线电波，两束波进行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口径相当于两地之间距离的单口径射电望远镜 赖尔因为此项发明获得1974年诺贝尔物理学奖。 D角分辨率：单孔径射电望远镜综合孔径射电望远镜干涉测量技术联线干涉测量技术VLBISpace VLBI实时VLBI传统射电干涉仪采用公共的本机振荡器和实时相关处理，因此传统的射电干涉仪的各单元之间必须有电的连接。例如：公共的本振信号

7、需要传送至干涉仪各单元的接收机作为混频使用；各单元的中频信号又需要传送到相关器。 VLBI是干涉仪的各单元采用各自独立的本机振荡器，它以高稳定的氢原子钟信号作为频率标准；各单元的中频信号变换为基频信号，然后数字化后用磁带记录下来作为事后相关处理。 VLBI克服了传统射电干涉仪的各单元由于必须电连接带来的种种限制。例如：传统射电干涉仪单元之间最大距离为数十km，即使用地面微波连接，也只能达到百余km。VLBI在地球上VLBI各单元的最大距离可以达到地球直径（13000km；如果将VLBI的单元发射至宇宙空间（如为空间VLBI），则单元间距还可以增大，达到了几万km，甚至更大。 VLBI技术的创造

8、及发展首先是天文学高分辨率研究的需要。 但是人们发现，VLBI技术在天体测量和地球动力学研究方面有巨大的潜力，所以这些学科的研究需要也成为VLBI技术迅速发展的重要推动力。 4.3 VLBI系统组成射电望远镜 收集无线电波的定向天线 放大电波信息的高灵敏度的接收机 信息记录终端 氢原子钟保证时间同步 处理和显示系统定向天线收集同一天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录和显示的形式，终端设备把信号记录下来，并按特定的要求进行数据回放和处理，然后显示大地测量的延迟和延迟率观测量等。 观测所需的时间和频率信号由氢原子钟提供。VLBI投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用

9、旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦，因此，射电望远镜天线大多是抛物面。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不大于/16/10，该望远镜一般就能在波长大于的射电波段上有效地工作。对米波或长分米波观测，可以用金属网作镜面；而对厘米波和毫米波观测，则需用光滑精确的金属板(或镀膜)作镜面。从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波，必须达到一定的功率电平，才能为接收机所检测。目前的检测技术水平要求最弱的电平一般应达 10 20W。射频信号功率首先在焦点处放大101，000倍，并变换成较低频率(中频)，然后由电缆将其传送至控制室，进一步放大、检波，最后以适于特定研究的方式进行记录、处理和显示。 灵敏度是指

10、射电望远镜最低可测的能量值，这个值越低灵敏度越高。为提高灵敏度常用的办法有降低接收机本身的固有噪声，增大天线接收面积，延长观测积分时间等。 分辨率是指区分两个彼此靠近射电源的能力，分辨率越高就能将越近的两个射电源分开。因为两个点源角距须大于天线方向图的半功率波束宽度时方可分辨，故宜将射电望远镜的分辨率规定为其主方向束的半功率宽。 到达天线的射电信号是有着各种波长的电磁波。但是射电望远镜的天线、传输线和接收机都具有一定的频率响应，即分别接收、传输和放大一定频率范围内的射电信号，而滤去各自频带以外的信号。通常总是接收机的频率比天线和传输线的更窄，因而最后由接收机传输给记录终端的信号功率只代表射电辐

11、射中以接收机工作频率f为中心、宽为f（接收机通频带宽）的频率范围内的这一部分信号的强度。一般来说，接收机的相对频宽（f/f）是很小的，并且也比射电辐射本身的频谱窄很多。 联线干涉仪（CERI） 分辨率是射电望远镜最主要的性能指标之一 根据波动原理，望远镜的角分辨率 与望远镜的口径d成反比，与观测波长成正比，即 d 射电干涉仪是用干涉的方法来提高射电望远镜的分辨率。 它由两面相距为d的天线构成，共用一个本机振荡器本机振荡器（简称本振），两面天线收集到的信号各自通过混频和放大后变为中频，然后通过电缆被送到一个乘法器（或者相关器）相乘，从而获得干涉条纹。 设两个天线同时观测同一射电源，源方向和基线方

12、向之间的夹角为，则干涉仪的分辨率为 sind 在射电干涉仪两端之间必须有两条信号传输线，用来传送本振和中频信号，它们通常是比较昂贵的高频电缆。当基线很长时，为了克服温度效应温度效应和信号衰减和信号衰减等问题，就必须铺设大量的电缆并增加放大器等设备，这就会使成本提高，造成电缆铺设上的很多困难。因此，联线干涉仪的最大基线能够达到几十km。 VLBI VLBI技术虽然突破了传统射电干涉仪必须有电连接的限制，使得观测更为灵活，并且使得采用流动VLBI成为可能。但是也带来了由于观测磁带的运输，使得数据处理滞后的问题。 在VLBI技术发展初期，曾实验利用通讯卫星进行数据传输，试验获得了成功。但是由于当时卫

13、星数据传输的速率较低，VLBI观测的巨量数据传输的代价太大，所以它没有成为VLBI技术中的一种常规方法。 近年来，由于光纤技术的发展，使得数据传输的速度大为提高，价格也大大降低，所以采用光纤进行VLBI观测数据的传输是VLBI技术当今的一个发展方向，称为实时VLBI。 由于基线长度被扩展到了上万km，分辨率也相应地提高到了0.1毫角秒。VLBI的这种超高分辨率不但为射电源精细结构的研究提供了强有力的工具，而且还使它对射电源坐标，以及组成干涉仪两端观测站的相对位置非常敏感，从而能够分辨它们之间位置的细微变化。因此，VLBI不仅在天体物理，而且在天体测量、大地测量等领域都由广泛应用。 受地球大小的

14、限制，地面VLBI的最长基线只能达到1万km。为进一步增加基线长度，提高分辨率，早在VLBI技术发展初期，科学家就设想将VLBI天线放在人造地球卫星上，甚至放到月球上，组成空间VLBI系统，将基线延伸到几万甚至几十万km。 VLBI技术在天体测量和地球动力学应用 河外致密射电源的精确定位和天球参考系的建立。 测量脉泽源的统计视差，从而测量宇宙尺度。 宇宙飞船和空间探测器的跟踪和定位。 地球定向参数，如极移、地球自转速率变化及章动改正数等的测量。 地面VLBI观测站的精确定位和地球参考系的建立。 现代板块运动及区域性地壳形变的测量。 地球固体潮Love数的测量。VLBI目前达到的测量精度 在角度

15、测量方面达到了亚毫角秒量级（即好于0.001”）； 在地球上的距离或者位置测量精度达到亚cm、mm量级。 VLBI技术具有高精度、高分辨率及多用途的特点。 VLBI为纯几何测量，不受地球重力场的影响。 国际性的VLBI组织和计划 IVS: International VLBI Service for Geodesy and Astrometry（应用于测地和天测的国际VLBI服务）的缩写，为全球性的VLBI应用于天体测量和地球动力学方面的合作组织，开展VLBI观测、数据处理及技术发展的国际合作并提供服务。 EVN：European VLBI Network（欧洲VLBI网）的缩写。它首先由欧洲

16、国家发起成立的VLBI组织。自1994年起，我国的上海和乌鲁木齐VLBI站也参加了该组织，所以目前实质上为欧亚VLBI网。EVN提供天体物理及某些天体测量课题的观测及进行VLBI技术发展的国际合作。APT：Asia-Pacific Telescope（亚太射电望远镜）的缩写，它由亚太地区VLBI组织或者台站组成，每年不定期地组织天文学和地球动力学方面的VLBI观测，并组织学术交流。CORE：Continuous Observation Rotation of Earth（地球自转连续观测）的缩写，它为美国NASA的一项研究计划，由美国NASA的GSFC主持，全球大多数具有天测/测地能力的VLB

17、I台站参加了该项计划。其主要科学目的就是用VLBI技术高精度连续测量地球自转参数；同时，也为天球参考系、地球参考系的建立和维持及现代板块运动观测提供高精度的数据。VSOP：VLBI Space Observatory Program（VLBI空间观测站计划）的缩写。它为日本文部省宇宙科学研究所主持的一项空间VLBI计划，它将一台等效口径8m的天线发射至地球卫星轨道上，构成了一个空间VLBI站，其远地点为2万余km。全球大多数地面VLBI站均参加了该项计划的空地VLBI观测，所以它也形成了一项全球性的VLBI合作计划。 中国科学院上海天文台根据国际上VLBI技术的发展，在20世纪70年代提出了建

18、设中国VLBI系统的计划，该计划由上海和乌鲁木齐VLBI观测站和上海VLBI相关处理中心组成。 上海和乌鲁木齐VLBI站分别于1987和1994年建成，并参加了各种课题的VLBI观测，包括上述国际合作计划的观测。 上海VLBI处理中心于2000年基本建成。VLBI设备 一个完整的VLBI系统由两个以上的观测站和一个数据处理中心组成。 VLBI观测站的主要设备为射电天线（可全天区观测）、接收机、VLBI数据采集系统、氢原子钟、GPS定时接收机和气象数据采集仪等。 VLBI数据处理中心的主要设备为VLBI相关处理机和通用计算机等。VLBI原理 到达天线的两路射电信号是平行传播的 VLBI大地测量所

19、观测的是距离地球非常遥远的致密河外射电源，它们一般都是在距离地球一亿光年以外的宇宙空间中。如果将这些射电源视为一个点源，则每个射电源在同一时刻向四周所辐射的电磁波就会形成一个同心球面波的波前面。射电波传播的越远，球面波的半径就越大。当到达地球表面时，传播距离已经远远大于组成VLBI系统的两天线之间的距离。因而，可以认为此刻波前面是平面型的， 由于两个天线到某一射电源的距离不同，有一路程差L，则射电信号的同一波前面到达两天线的时间也将不同，有一时间延迟 gcLVLBI基本原理 当射电干涉仪两单元的射电望远镜同时对准某一射电源时，它们接收到了该射电源的射电辐射。假设所观测的为非常遥远的河外射电源，

20、则可以认为它所辐射的射电波到达地球时为一平面波。设射电波到达射电干涉仪两天线的时间分别为t1和t2，其时间差为gt2t1，称为几何延迟。)(1KBcgBK 由于地球的运动，基线矢量位置不断变化 延迟率 大地测量所采用的VLBI观测量主要是延迟和延迟率，它们包含了基线矢量、射电源位置和地球运动等信息。 )(1KBtcg射电干涉仪几何关系 VLBI特点 VLBI延迟和延迟率是纯几何观测量，其中没有包含地球引力场的信息，因此观测量的获得也不受地球引力场的影响。 VLBI是相对测量，仅利用VLBI技术只能测定出两个天线之间的相对位置，即基线矢量b，而不能直接测出各天线的地心坐标。 为了确定VLBI测站

21、的地心坐标，通常是在一个测站上同时进行VLBI和激光测卫（Satellite Laser Ranging，SLR）观测，即并置观测，利用SLR技术所测得的地心坐标为基准，进而推算出其他VLBI测站的地心坐标。 由于射电源的赤经和地球自转的变化 之间有直接的关系无法独立地从延迟和延迟率观测量中解算出来。因此，VLBI技术不能独立地确定射电源参考系的赤经原点，它必须用其他技术来测定。 延迟率观测量中不包含基线分量Z的影响。所以，仅由延迟率观测无法解算出基线分量Z。另外，将延迟率的数据加到延迟数据中，并不会减少为求得所有未知参数所需观测的射电源数目。目前，延迟率仅作为辅助观测量参加数据处理和参数解算

22、，而起决定作用的是延迟观测量。g带宽综合 X波段（MHz）S波段（MHz）8210.992217.998220.992222.998250.992237.998320.992267.998420.992292.998500.992302.998550.998570.99上海佘山射电天线 射电天线的主要功能为对准并跟踪所观测的射电源，接收射电源的射电辐射，然后输出给接收机作进一步信号处理用。 由于VLBI观测的射电源一般都非常遥远，大多在千万光年以远，所以信号十分微弱，其流量密度只有几个Jy，甚至于更低（Jy为射电源的流量密度单位，1Jy=110-26W/m2.Hz），所以天线的口径一般为几十m

23、，甚至上百m。对于天测/测地应用的固定VLBI观测站，天线口径一般为20-30m。 对于专用于测地的流动VLBI系统来说，为了便于机动，一般选取天线口径为3-6m，但它必须以大口径天线VLBI固定站为依托进行联测，它们的观测也只能选取数十个最强的射电源。同时，流动站至固定站的基线距离一般限于3000km以内。 天测/测地VLBI天线要求具备S/X双波段可同时接收的目的是为了消除电离层延迟的影响，这是不同于一般射电天线的特殊要求。 用于天测/测地VLBI固定站的射电天线，一般应达到下列技术指标要求 (1) 天线口径20-30m(2) 天线形式实面抛物面天线(3) 座架形式方位/俯仰式，两轴相交(

24、4) 接收频率S/X双波段同时接收；X波段8200-9000MHz，S波段2200-2400MHz 波长约为3.6cm ，波长约为13.6cm (5) 主面精度0.5-0.7mm(6) 指向精度20as(7) 旋转范围方位：270俯仰 ：0-90(8) 旋转速度以上(9) 可知方式计算机程序引导接收机 接收机的主要功能为将射电天线接收到的射电源的射频信号放大，并转换为中频信号，然后输出给VLBI数据系统做信号处理及记录之用。 接收机主要由低频噪声高频放大器、滤波器、混频器、本机振荡器河中频放大器灯部件组成。 接收机的关键部件之一是：低噪声高频放大器（LNA），它的噪声水平决定了接收机整机的噪声

25、水平，因此要求采用尽可能低噪声的高频放大器。为了降低噪声，将高频放大器放在低温容器种，目前常用的为液氦制冷的低温容器，可使S/X波段的接收机整机的噪声水平降低到10-15K。 另一关键部件是：本机振荡器，它利用氢原子钟输出的频标信号倍频至所要求的本振频率。氢钟输出的为100MHz频标信号，S和X波段接收机的本振信号分别为1600MHz和7600MHz。为了保持本振信号的高频纯度及高稳定度，以保持信号的相干性，必须采用高性能的本振。VLBI数据采集系统 VLBI数据采集系统的功能为将接收机输出的中频信号选取若干频道，然后转换为基频信号，再经过数字化后记录在磁带上，供数据相关处理用。包括： 中频分

26、配器：它接收来自X和S波段接收机输出的中频信号，然后分配给基频转换器。目前的天测/测地观测，通常将X波段分为8路，S波段分为6路。根据需要，也就可以改变其分配的路数。 基频转换器：目前国际采用的VLBI Mark 3型数据采集系统共有14个基频转换器（也称为视频转换器），每个基频转换器可以输出上、下边带基频信号各一路，最多可达28路输出。天测/测地通常只用上边带，所以为14路输出。每个基频转换器接收中频分配器输出的一路中频信号，通过混频后变换为基频信号（0-2MHz或者0-4MHz）。混频所用的本振信号以氢钟的5MHz信号为基准，以保证基频信号的相干性。 格式编码器：它的功能为将基频信号经过采

27、样和编码，变换为数字化信号，每路4或者8Mb/s，然后传送给磁带机记录。采样和编码所需的精确频率信号和时刻信号均以氢钟输出的5MHz频标信号和秒信号为基准。 磁带机：VLBI Mark 3型数据采集系统采用的磁带机为美国Honeywell96型磁带机改装而成的，采用的高密度2.54cm磁带，每次记录最多可达28磁道，总的数据记录速率可达112-228Mb/s。目前的天测/测地观测模式为一次记录14个磁道，所以正反向共记录28磁道。正反向记录一个Pass后，磁头做微小的移动，可以正反向记录，一盘磁带总共可做12次正反向记录，所以磁带上的磁道总数达到了2812336。 相位校正器：它的功能为对各路

28、信号的相位变化进行校正；同时，测量电缆延迟的变化。 基频转换器的带宽从最大的4MHz增大至16MHz；基频转换器的数目从14台增加至16台；采样模式从单一的1-bit采样增加到2-bit采样；磁带机上安装了2个磁头，一次最多可以记录64磁道，每磁道的数据记录速率可达16Mb/s。所以MK4系统最高记录速率可达1024Mb/s，比MK3系统提高了4倍，灵敏度提高了2倍，测量精度也将进一步提高，可以达到mm级精度。氢原子钟 氢原子钟的主要功能为向VLBI系统的接收机和数据采集系统提供高稳定的频标和时刻信号，所以它也是VLBI系统的关键设备之一。输出的频标信号一般为5、10及100MHz，时刻信号为

29、秒脉冲。氢钟的秒信号的时刻现在通常是使用GPS时刻信号进行比对而获得的。 氢钟频标信号最重要的指标为频谱的纯度和频率的稳定度。一般要求以氢钟频标信号为基准的本振信号的信噪比达到30dB以上，频率稳定度达到1D14或者更好（100-1000秒时间尺度）。如果低于上述性能指标，就会影响相干性，从而降低条纹幅度及降低信噪比。VLBI相关处理机 VLBI观测的相关处理的数据量非常大，虽然从原理上来讲，可以使用通用的计算机进行观测数据的相关处理。但是，这样就占用很大的机时，所以目前一般均采样专门的相关处理机，大量的互相关计算由相关器来实现，大大提高了运算速度。它主要由下列几部分组成： 回放单元：采用与V

30、LBI观测记录同类型的磁带机作数据回放单元。相关处理机最少需要两个回放单元。为了有效地处理多台观测数据，回放单元通常需要3个以上。 延迟补偿器：为了将回放的两路数据流对准，必须对一路数据进行延迟补偿。延迟补偿值根据观测的射电源的赤经、赤纬和观测站坐标的初始值、观测时刻及两观测站时间比对数据等计算得到。 条纹旋转器：为了降低条纹率，需要计算人工条纹，然后给予补偿。这项工作就是由条纹旋转器来完成的。 相关器：它的功能为将经延迟和条纹旋转后的数据流进行互相关计算。 控制计算机：上述部件的工作均由一台控制计算机来控制完成。 VLBI观测站的主要设备还有GPS定时接收机及气象数据采集仪。GPS定时接收机

31、的主要功能为用于氢钟的频率校正和时间比对；气象数据采集仪用于在观测中采集温度、湿度及气压数据，作为数据处理时改正大气延迟之用。 另外，VLBI数据处理中心除相关处理机外，还有通用计算机，它主要用于相关后的数据处理，即利用相关处理机输出的互相关数据，作进一步的数据处理，如单通道条纹拟合和多通道带宽综合等，以求得延迟和延迟率观测值，再加入观测射电源和台站坐标的初始值、电缆延迟测量值和气象数据等，编制成观测数据文件，供天测/测地参数解算。VLBI数据处理 数据预处理：进行数据的相关处理和相关后处理，以生成供进一步数据处理用的数据文件。数据文件一般应当包括下列内容： 观测日期。 观测站坐标和射电源坐标

32、的初始值。 观测延迟及标准差和观测延迟率及其标准差。 相关系数或者条纹幅度。 电缆延迟。 观测站气象数据（温度、湿度和气压）。 相关处理的主要目的就是检测干涉条纹，计算各频率通道的互相关函数值。 相关后处理就是根据相关处理获得的互相关数据，计算得到最佳的单通道和多通道延迟及延迟率观测值，然后再将观测站和射电源坐标的初始值、气象数据以及电缆延迟等数据与计算的延迟和延迟率观测值编制成规定格式的数据文件。 上述各项计算均由专门的VLBI数据处理程序完成。参考系 VLBI的数据处理如其它空间大地测量技术一样，在规定的参考系定义下实施。 天球参考系： 原点：太阳系质心。 赤道：J2000.0平赤道。 赤

33、经原点：J2000.0动力春分点。 它的的建立和维持是通过射电源坐标表来实现的。地球参考系 原点：地球质心。 尺度：相对论框架下的尺度。 方向：1984.0国际时间局（BIH）方向。 方向的时间变化：对地壳不产生整体旋转。xyz板块非洲0.891-3.0993.922南极-0.821-1.7013.706阿拉伯6.685-0.5216.760澳大利亚7.8395.1246.282Caribbean-0.178-3.3851.581Cocos-9.705-21.60510.925欧亚-0.981-2.3953.153印度6.6700.0406.790Juan de Fuca5.2008.610-

34、5.820Nazca-1.532-8.5779.609北美0.258-3.599-0.163太平洋-1.5104.840-9.970菲律宾10.090-7.160-9.670Rivera-9.390-30.96012.050Scotia-0.410-2.660-1.270南美-1.038-1.515-0.870理论延迟和延迟率 为了用最小二乘法进行地球动力学参数的计算，需要计算理论延迟和延迟率。理论延迟和延迟率计算是一个比较复杂的过程，它除了计算几何延迟和延迟率之外，还需要计算各项附加延迟和延迟率改正量，如大气延迟和延迟率等。另外，由于测站位置受到上面提到的地球固体潮、海潮载荷和大气载荷等影响

35、而随时间变化，所以计算不同时刻的理论延迟和延迟率时，也必须加以相应的改正。 观测计划 观测频率和频率窗口的选择：目前MKIII系统已经基本固定采用X/S双频观测。 观测台站的选择：根据观测目的，确定参加观测的台站，并提出对参加观测的射电源的流量密度要求。 被观测的射电源的选择：一组VLBI天测或者测地观测一般要进行1-2天，被观测的射电源有10-20个。这些射电源可以直接从射电源表中查取，也可以从相同目的的其他观测所采用的射电源中参考选取。被观测的射电源应满足的条件是：流量密度要足够强，尽可能分布均匀，即要求分布在不同的赤经和赤纬上，以满足解算基线参数和射电源位置的要求；另外，射电源自行要极小

36、，一般要选用河外射电源，即角径小的点源，如果射电源的角径较大，会降低条纹可见度，是信噪比下降，同时还会因为射电源亮度分布的重心位置不易精确确定而导致延迟测量误差。 编排观测时间表：先计算每个射电源相对各测站的观测共同可见时间，然后再确定各天线在什么时间观测哪颗射电源，观测时间是多少。为了提高解算精度，要求在规定的时间内尽可能多的观测次数，一般应达到每小时6次，每次5分钟左右。在观测次序上应做到不同赤经、赤纬的射电源轮流观测，并有大的时角和赤纬跨度，且在整个天区分布均匀。为了避免大气影响的增大，天线的观测仰角一般不宜低于5。在观测时间表编好之后，还可以利用有关的协方差分析优化设计软件估计有关参数

37、的解算精度，并不断调整观测刚要，以选择一个能够获得最佳观测和解算精度的观测时间表。 编观测文件：目前几乎所有的观测都需要由接收机可读的观测文件，这是因为在观测中天线系统和记录终端都是由计算机按观测文件来控制运行的。文件包括的主要参数有：台站名（代号）、射电源名、观测时间表、观测频率、所需带宽、记录模式等。在观测之前，要将观测文件输入到VLBI站的主控计算机中，以进行测前准备和控制观测的实施。观测实施 目前，用MKIII系统进行VLBI测地观测时，大部分观测工作都是由计算机自动控制进行的。这些工作包括：天线指向控制、观测频率、边带及记录磁道的设置，磁带机的起、停、正转反转及记录，系统噪声测量，以

38、及电缆延迟、相位校正数据、气象数据的采集等。观测人员的工作则是测前准备好完成上述工作的计算机控制程序，以及在即将开始观测时启动这些程序，并在观测进行中更换磁带、清洗磁头等。观测结束后将产生一个观测记录文件，观测人员要将文件转录到软盘或者磁带上，随同数据记录磁带仪器运至VLBI数据处理中心，进行相关处理。 VLBI应用于天文地球动力学天球坐标系的建立 根据IAU的决议，采用非常遥远的、可以认为没有视运动的河外致密射电源作为建立天球参考系（ICRS）的基础，而VLBI是对它们进行定位测量的基本手段。根据上式可以解算出射电源的赤经和赤纬。目前VLBI测量精度已经好于毫角秒，多次观测后可以达到亚毫角秒

39、的精度。对于在几度范围内的相对位置测量可以达到几十微角秒的精度。 目前国际上采用608颗河外致密射电源作为国际天球参考框架（ICRF）的基础，其中212颗射电源为基本源，它们的测量精度达到了0.2mas，ICRF的轴是以它们来定义的。 VLBI只能测量相对赤经，所以必须假定某一射电源的赤经为已知。为了射电天球参考框架与光学天球参考框架的联结，通常选取某射电源的光学对应体在光学天球参考系中的赤经值作为它的的赤经。目前的国际天球参考系的赤经原点是以VLBI射电源表中23颗射电源的平J2000.0赤经来定义的，而该VLBI射电源表中的3C273B的赤经是固定于它在FK5系统中的赤经值。地球参考系的建

40、立 目前，VLBI对于数千km距离上的测量精度已经达到了mm级精度，因此，它是建立地球参考系（ITRS）的基本手段之一。类似于ICRS，它是通过精确测定一系列地面点的位置来实现的，这些地面点构成的框架称为地球参考框架（ITRF）。目前的ITRF是采用VLBI、SLR、GPS及DORIS等来实现的。例如，ITRF97中有VLBI测定的全球共143个地面点，多数地面点坐标的测量精度达到mm级精度。我国的上海和乌鲁木齐的VLBI站均为ITRF97的参考点。 地面VLBI观测只能得到测站之间的相对位置，所以要以VLBI方法独立建立地球参考系，必须至少定义一个VLBI站的坐标为已知。目前，通常采用VLB

41、I与其它技术（SLR、GPS、DORIS等）并置观测方法解决VLBI的原点定义问题。即在一个观测值或者在较小的范围内（数km）配置VLBI、SLR、GPS、DORIS等各种设备进行并置观测，它们之间相对位置利用地面精密大地测量的方法来测定。 现代地壳运动的测量 当测量数据有足够的时间跨度后，不但能够测定观测值的精确位置，还可以测定它们的运动速度，而观测站的运动速度反映了它们所在地区的现代地壳运动。在ITRF97中，在列出了各观测站坐标的同时，也列出了它们的运动速度。 根据VLBI观测，多数在板块内部的观测站，其运动速度与根据地质资料得到全球板块运动模型NUVEL-1A是一致的，但在板块边缘地区

42、，观测站实测的运动速度与理论模型值通常不一致，这说明在板块边缘通常存在较大的局部运动。 固定VLBI站全球仅数十个，为了用VLBI测量更多地区现代地壳运动，美国、日本、德国、加拿大以及我国等均研制了可流动的VLBI系统。流动VLBI采用3-6m的小天线，因此可以实施机动，它与具有20-30m天线的固定VLBI站联测，在几千km距离上可以达到亚cm、甚至mm量级的精度。所以，VLBI技术在数千km的尺度上，仍有它的的优势。地球定向参数的观测 地球定向参数（EOP）板块极移、地球自转速率变化、章动及岁差，VLBI是测量EOP的有力工具。 极移和地球自转速率变化使得地心坐标系的三个轴与地壳的相对位置发生变化。也就是表现为地面点坐标或者基线坐标分量的变化。所以用VLBI测量地面点坐标的变化或者基线坐标分量的变化，从而计算得到极移和地球自转速率的变化。章动和岁差表现为射电源坐标的变化，所以也是可以通过VLBI观测