text: VLBI技术的发展和_嫦娥工程_中的应用
  这是国内VLBI 在探月工程中的应用
  简单来说，就是把几个小望远镜联合起来，提高分辨率达到一架大望远镜的观测效果。
  ＶＬＢＩ的主要特点是：采用原子钟控制的高稳定度的独立本振系统和磁带记录装置；由两个或两个以上的天线分别在同一时刻接收同一射电源的信号．各自记录在磁带上；然后把磁带上的信号一起送到处理机中，进行相关运算，求出观测值。
  这种干涉测量方法的优点是望远镜闻的距离即基线长度原则上不受限制，地面ＶＬＢＩ可长达几千公里，空间ＶＬＢＩ可达几万公里以上，因而极大地提高了分辨率。
  ＶＬＢＩ的测量值：干涉条纹的相关幅度Ｉ射电源同一时刻辐射的电磁波到达基线两端的时间延迟差（简称时延）｝时间延迟差变化率（简称时延率）．相关幅度提供有关射电源亮度分布的信息，时延和时延率提供有关基线（长度和方向）和射电源位置（赤经和赤纬）的信息。
  所得的射电源的亮度分布，分辨率达到万分之凡角秒，测量洲际间基线三维向量的精度达到几厘米，测量射电源的位置的精度达到千分之几角秽。
  在分辨率和测量精度上，与其他测量手段相比，成数量级的提高。
  工作原理：射电源辐射出的电磁波．通过地球大气到达地面，由基线两端的天线接收进行干涉测量。
  ＶＬＢＩ的观测分辨率和测量精度与基线的长度和观测的频率成正比，即基线越长，观测频率越高，分辨本领就越高。
  由于地球自转，电磁波的波前到达两个天线的几何程差（除以光速就是时间延迟差）是不断改变的。
  如果进行多源多次观测，则从求出的时延和时延率可得到射电源位置和基线的距离，理想的干涉条纹仅与两路信号几何程差产生的时延有关，而实际铡得的时延还包含有传播介质（大气对流层、电离层等）、接收机、处理机以及钟的同步误差产生的随机时延，这就要作大气时延和仪器时延等项改正，改正的精度则关系到时延的测量精度。
  目前时延测量精度约为０．１毫微秒。
  用途：由于甚长基线干涉测量法具有很高的测量精度，所以用这种方法进行射电源的精确定位，测量数千公里范围内基线距离和方向的变化，对于建立以河外射电源为基准的惯性参考系，研究地球板块运动和地壳的形变，以及揭示极移和世界时的短周期变化规律等都具有重大意义。
  在天体物理学方面，由于采用了独立本振和事后处理系统，利用地球所提供的上万公里的基线距离，使干涉仪可获得万分之几角秒的超高分辨率。
  随著地球的自转，基线向量在波前平面上的投影，通常会扫描出一个椭圆来。
  这样，在一天内对某个射电源进行跟踪观测的干涉仪，就可以获得各个不同方向的超高分辨率测量数据。
  地球大气对天体射电信号产生的随机相位起伏，带来了干涉条纹相位的测量误差。
  然而，若在三条基线上对射电源进行跟踪观测，刚由三十条纹相位之和所形成的闭合相位，基本上可以消去大气和时钟误差的随机教应。
  用这种闭合相位参与运算，可以达到较好的模型拟台，从而减小结构图的误差。
  随着投入观测的站数不断增多，闭台相位也在增多，而且各基线扫描的椭圆覆盖情况也会逐渐改善，从而可以得到更精确的结构图。
  国际ＶＬＢＩ的发展动态１９３２年央斯基（ＪａｎｓｋｙＫＧ）用无线电天线探测到来自银河系中心（人马座方向）的射电辐射，这标志着人类打开了在传统光学波段之外进行观测的第一个窗口。
  第二次世界大战结束后，射电天文学脱颖而出，射电望远镜为射电天文学的发展趁了关键的作用。
  比如天文学的四大发现ｔ类星体、脉冲星，星际分子和宇宙微渡背景辐射，都是用射电望远镜观测得到的。
  英国曼彻斯特大学于１９４６年建造了直径为６６．５ｎｌ的固定式抛物面射电望远镜，１９５５年又建成了当时世界上最大的直径为７６ｎｌ的可转动抛物面射电望远镜；美国在渡多黎各阿雷西博镇建造了直径达３０５ＩＤ的抛物面射电望远镜，它是顺着凹地的山坡固定在地表面上的，不能转动，这是世界上最大的单孔径射电望远镜。
  中国国家天文台目前正在贵州筹建口径为５００ｍ该类型射电望远镜（ＦＡＳＴ）。
  联邦德国在玻恩附近建造丁１００１１１・２９７・ 万方数据ＳｃｉｅｎｔｉｆｉｃＦｏｒｕｍＣｈｉｎｅｓｅＪｏｕｒｎａｌｏｆＮａｔｕｒｅＶ０１．２９Ｎｏ．５直径的全向转动抛物面射电望远镜，这是当时世界上最大的可转动单天线射电望远镜。
  ２０世纪９０年代后期，美国在西佛吉尼亚州ＧｒｅｅｎＢａｎｋ有个基地上建造丁口径为１００×１１０ｍ２的偏馈全向转动抛物面射电望远镜。
  由于无线电渡的渡Ｊ丈要远远大于可见光的波长，因此射电望远镜的分辨本领远远低于相同口径的光学望远镜，而射电望远镜的天线又不能无限做大。
  这在射电天文学诞生的初期严重阻碍了射电望远镜的发展。
  １９６２年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的赖尔（Ｒｙｌｅ）利用干涉的原理，发明了综合孔往射电望远镜，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。
  １９６７年Ｂｒｏｔｅｎ等人第一次记录到了ＶＬＢＩ干涉条纹。
  采用信号的干涉，将不同射电望远镜接收到同一天体的数据进行处理，即可测量出该天体所发射的无线电信号的相关特性。
  这样观测分辨率不再依赣于望远镜口径的大小，而是取决于各望远镜之间的距离，因此望远镜之间的距离越长，分辨本领越高。
  推而广之，天文学家为了获得某天体尽可能多的信息，就采用若干个分布在遥远距离上的射电望远镜，即构成一个ＶＬＢＩ网。
  以来，欧洲的ＶＬＢＩ网（ＥＶＮ）、美国的ＶＬＢＡ阵、日本的空间ＶＳＯＰ相继投人使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们在灵敏度，分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。
  随着计算机网络技术的迅速发展，实时ＶＬＢＩ得到快速的发展，即科学家可以通过网络传输观测数据．进行实时数据处理，取代传统的磁带记录和事后处理，这大大提高了ＶＬＢＩ的时效性，也使得它在航天工程・２９８・上的应用成为可能。
  目前国际上将联台发展接收面积为１平方公里的低频射电望远镜阵（ＳＫＡ），该计划将使低频射电观测的灵敏度约有两个量级的提高，有关各国正在进行各种预研究。
  这些设备的建成并投入使用将会使射电天文成为天文学的重要研究手段，并会为天文学发展带来难以预料的机会。
  欧洲ＶＬＢＩ网示意｜冬Ｉ我国ＶＬＢＩ发展历程我国的射电天文学研究起步干新中国成立以后，早期只有一些观测太阳射电的小型设备。
  初，中国科学院上海天文台叶叔华院士，提出了建设中国ＶＬＢＩ网的建议。
  １９７８年上海天文台射电天文研究室成立，主要进行ＶＬＢＩ系统的建立和应用的研究工作。
  在叶叔华院士的带领下上海天文台成立了数据处理中心，标志着我国ＶＬＢＩ技术发展ｌＥ式开始。
  １９８１年４月上海天文台与３９所签订“２５ｍ射电望远镜天线系统”研制合同，同年１１月，利用实验ＶＬＢＩ系统的６米天线与原西德１００ｍ天线在２１ｃｍ波段进行ＶＬＢＩ联测成功。
  此为国际上首次横跨欧亚大陆的ＶＬＢＩ观测。
  １９８５～１９８６年利用上海６ｍ天线，与日本鹿岛２６ｍ天线在３．６ｃｍ波段，进行了３次２４小时联测，近２０００ｋｍ的基线，测量精度达到厘米级（４～５ｃｍ）。
  １９８６年在上海余山ＶＬＢＩ观测站即将建成之际，上海天文台提出了在上海余山站的基础上，建设沪乌一昆三台站ＶＬＢｔ系统（１９９５年调整为沪一乌两台站ＶＬＢ！
  系统）的建议。
  通过专家评审后，获得中国科学院的批准，项目定名为“中国ＶＬＢＩ网二期工程”，于１９８６年底开始实施。
  １９８７年１１月上海余山ＶＬＢＩ观测站建成揭幕；１９８８年４月余山站首次用ｓ／ｘ双波段参加国际天测／测地ＶＬＢＩ联测。
  上海天文台与３９所签订第二台“２５ｍ射电望远镜天线系统”，乌鲁术齐南山站２５ｍ天线建成移交。
  １９９４年１０月乌站南山站揭幕。
  目前，我国上海天文台和乌鲁木齐天文站的两架２５ｍ射电望远镜已成为国际ＶＬＢＩ网的正式成员。
  在此基础上，２００６年中国国家天文台分别在北京和昆明建造了口径为５０ｉ＇ｌｌ和４０ｍ的射电望远镜，它们将成为绕月探测工程地面应用系统的数据接收站并参加ＶＬＢＩ对绕月卫星的测轨工作。
  上海天文台为这两台望远镜配备了ＶＬＢＩ接收和记录终端。
  上海天文台建成了５台站ＶＬＢＩ数据相关处理系统．同时建立了四个台站到上海ＶＬＢＩ数据处理中心的数据传输的网络。
  所以上海、北京，昆明和乌鲁术齐４台站以及上海天文台的数据处理和调度中心构成了我国的ＶＬＢＩ网。
  上海天文台负责我国ＶＬＢｌ阐ＶＬＢＩ设备改造和升级，包括制冷接收机、ＶＬＢＩ记录终端、氢原子钟，数据传嫡网络和数据相关处理系统等。
  由于科技的进步，ＶＬＢＩ设备的更新和发展，观测曼敏度提高很快。
  到如今，中国的ＶＬＢＩ设备与发达国家同步升级发展・完全与世界接轨。
  中国远距跟踪测量技术处于世界先进行列。