超長基線陣列

超長基線陣列（Very Long Baseline Array，縮寫為VLBA）是由位於美國新墨西哥州索科洛的美國國家射電天文台陣列操作中心遙控的射電望遠鏡陣列。VLBA由10個拋物天線構成，橫跨從夏威夷到聖科洛伊克斯8000多千米的距離，其精度是哈勃太空望遠鏡的500倍，是人眼的60萬倍。它的解析度可以達到讓身處紐約的人閱讀在洛杉磯的某張報紙的程度。

基本介紹

• 中文名：超長基線陣列
• 外文名：Very Long Baseline Array，VLBA
• 用途：超長基線干涉測量
• 建設時間：1986-1993
• 建設費用：8500萬美元
• 組成：10個拋物天線
• 基線跨度：8600千米

簡介

美國的甚長基線干涉陣（以下簡稱為VLBA）由10台口徑25米的射電望遠鏡組成，跨度從美國東部的維爾京島到西部的夏威夷，最長基線達8600千米，最短基線為200千米。它是屬於一個國家的最大的VLBI（甚長基線干涉）專用觀測設備。每台射電望遠鏡都是專為干涉陣新設計的。1986年開始建造，1993年5月竣工，總費用為8500萬美元，每年的運轉費用約700萬美元。1993年5月29日進行干涉觀測實驗，獲得成功，各項指標都達到設計要求。各台射電望遠鏡的觀測記錄都送到位於新墨西哥州索科羅的望遠鏡陣工作中心分析處理，圖像質量很高。VLBA的10台射電望遠鏡都能在3.5毫米波長上工作，在這一波長上，解析度達到了亞毫角秒級。這使VLBA成了解決某些天體物理學難題的關鍵觀測設備。

美國的甚長基線干涉網

建設歷程

1967年出現的甚長基線干涉觀測技術迅速完善、成熟，逐步形成由幾個國家的多台射電望遠鏡共同組成甚長基線干涉網。而美國憑藉它的強大的國力和遼闊的疆土，在1970年就開始考慮建造完全在美國領土上的專用甚長基線干涉陣。經過十年的研究，由加州理工學院、伊利諾斯大學和國立射電天文台在1980年9月提出方案，10月在格林班克國立射電天文台敲定甚長基線干涉陣計畫。甚長基線干涉陣1986年開始建造，1993年5月最後完成。最初的觀測實驗在1987年10月，10台射電望遠鏡的第一次聯合觀測在1993年5月29日並獲得成功。10個望遠鏡的設計和性能完全一樣，但是放置地方的自然環境卻很不相同，有的與著名的Kitt Peak天文台為鄰，有的在荒蕪的高山上，有的在海邊。

結構特點

VLBA的10台射電望遠鏡的結構完全相同。每個天線重240噸，拋物面天線直徑為25米。天線最上面是副反射面，用支架固定在拋物面反射面的上方。從拋物面中心到副反射面的高度為9.144米，副反射面的作用是將由拋物面天線會聚到焦點處的射電波再一次反射到拋物面中心處的饋源上。諸多的饋源不可能都安裝在中心，因此副反射面偏離中心，使它能圍繞其軸旋轉，使射電波可聚焦到任何一個饋源的開口處。拋物面反射面的下方是放置饋源和接收機的小屋，由於VLBA的頻率覆蓋很寬，從330MHz到86GHz，相當於90厘米到3毫米的範圍，分為十個波段，因此有很多饋源和前置接收機，波長比較短的饋源是喇叭天線。前置放大器採用致冷裝置，用氦冷卻達到15K（－258℃），因此放大器固有噪聲很低。天線的仰角由一個豎立的大齒輪來控制，整個望遠鏡放置在一個圓形軌道上，天線可以在軌道上運動以調整其方位角。

10台射電望遠鏡天線的運轉由設在新墨西哥州的索科羅的工作中心控制，10台射電望遠鏡同時對準同一個射電源，在相同的頻率上進行觀測，天體射電波經過拋物面反射聚焦，再經副反射面送至饋源，經前置放大器後，通過饋線傳到觀測室。數據以每秒256兆的速度被記錄在磁帶上。磁帶約4.8千米長，可以記錄3兆兆個數據。每台射電望遠鏡的觀測記錄都要利用氫鐘和GPS時間信號，把準確的時間記錄在磁帶上。

觀測成果

甚長基線干涉觀測的解析度是其它任何望遠鏡所無法比擬的，在天文學的研究方面，觀測課題集中在射電噴流、黑洞、射電源演化、銀河系和河外星系微波脈澤源、引力透鏡、超新星遺蹟、近處和遠處的星暴星系、暗弱射電源特性以及在活動星系核中的中性氫吸收。最有顯示度的觀測成果是對超大質量黑洞候選體的觀測研究，這是因為黑洞的尺度非常小。目前VLBA觀測最成功的有3例，分別為銀河系中心、橢圓星系M87和塞弗特星系NGC4258中的超大質量黑洞候選體。

銀河系中心的射電源SgrA*是30年前發現的，它由兩個射電源組成，現在確認黑洞候選體在西邊的那個射電源。近紅外高解析度觀測發現，在SgrA*周圍1角秒處有一顆年輕的恆星圍繞SgrA*作軌道運動，測得其軌道周期為15.56年。由此估計出SgrA*的質量為4百萬個太陽的質量，成為超大質量黑洞的候選體，其史瓦西半徑相當於0.08AU，即日地距離的8%，這個黑洞對我們的張角非常小，僅為10微角秒。我國學者利用VLBA在五個波長（0.7，1.35，2.0，3.6和6.0厘米）觀測SgrA*的圖像，其尺度隨波長的變化與一個點源因星際介質散射引起放大圖像很相似。由於散射效應隨觀測波長平方減小得很快，所以在更短波長觀測將可能獲得其真實結構和大小。在3.5毫米波段對SgrA*的觀測已經得到200微角秒角大小，逐步接近這個黑洞真實大小。

橢圓星系M87離我們很遠，有14.7Mpc（1pc=3.26光年），天文學家估計在M87的中心有一個質量為3×109太陽質量的黑洞，其史瓦西半徑為0.001光年，對我們的張角為4微角秒。

VLBA對塞弗特星系NGC4258的觀測發現一個圍繞中心的具有40百萬太陽質量的黑洞旋轉的吸積盤，由水脈澤的觀測給出盤上各處的速度。NGC4258中的超大質量黑洞，其質量比銀河系中心的黑洞大10倍，但是距離則遠了1000倍（D～7.2Mpc），因此這個黑洞的史瓦西角半徑僅為0.1mas。在諸多超大質量黑洞的候選體中，要算銀河系中心黑洞（SgrA*）的角徑最大，離我們最近，流量密度最高（達到1Jy），是最有可能取得突破的觀測研究對象。