甚長基線干涉測量

甚至長基線干浸量 (VLBI) 或長基干涉測量法是射電天文學的一種方法，用于測量具有最高空間分辨率和位置精度。 它既可用于天文觀測，也可用于地球測量領域的大地測量研究。

干涉儀的空間分辨率由波長和相關天線之間的xxx距離決定。 在普通無線電干涉儀中，來自各個天線的信號是 通過波導聚集在一起并產生干擾。 相反，來自各個天線的信號與非常精確的時間參考一起存儲在 VLBI 中，然后通過計算進行關聯。 這使得在洲際距離甚至空間天線（空間 VLBI）上受到干擾成為可能。

VLBI 的精確位置測量對于確定天文坐標系很重要，例如 在 ICRF 中。 VLBI 可實現的空間分辨率目前優于電磁頻譜的其他部分，但僅限于具有明亮無線電發射的物體。 VLBI 用于研究活動星系核中黑洞附近發出的高能粒子“射流”。 其他目標是，例如，恒星形成區、恒星大氣中以及活動星系核附近的脈澤源。

大地測量學是測量和繪制地球表面地圖的科學。 不僅測量設備和衛星，而且 VLBI 測量也用于地球表面的定向。 遙遠的天體由于距離遙遠而在我們看來是點狀的，而且似乎沒有自行運動，它們被觀察到并用作確定地球表面位置的基礎。 這意味著測量射電望遠鏡之間的距離，并以幾毫米的精度確定它們的運動和運動方向。 因此可以通過將它們與之前的測量值進行比較來確定任何偏差。

通過用兩個或多個射電望遠鏡精確測量信號并用時間戳存儲它們，一種傳輸時間測量是可能的。 數據通過相關器沿時間軸移動，直到信號峰值幾乎完全一致。 在這種相關之后，偏移對應于從類星體到兩個（或更多）望遠鏡的傳輸時間或路徑差 Δt1,2。 通過測量幾個類星體（一小時5-20個），建立了一種測量網絡。 由于個體Δt因地球自轉而不斷變化，因此除了坐標外，還可以確定當前的自轉極和天文時間。

精度約為 0.1 ns（十億分之一秒），轉換為距離上的幾厘米。 由于大量的測量（大部分是自動的），網格可以計算到 ±1 厘米。

必須針對各種影響校正測量值：

• 對流層中的折射——干濕比例：前者由氣壓和溫度決定，后者由于水汽含量的劇烈波動而更難建模
• 電離層中的折射 - 它取決于無線電波的頻率，因此可以用兩個頻率來近似
• 時間更正
• 儀器影響（天線校準、偏心率等）
• 其他影響

結果可以很容易地與其他測量方法相結合——例如用GPS及其方法確定二次改正。

板塊構造引起的大陸運動可以通過射電望遠鏡坐標的長期確定來確定。 多年來，這已經成為可能，精度在毫米到厘米范圍內。 大約十個大板塊以每年 2 到 20 厘米的速度相互移動。