一 : 第11讲 实训三 测微头的测量位移(1)

实训三 测微头的位移测量

一、实验目的：了解测微头的组成与使用、会用测位头的测量位移。［www.61k.com）

二、基本原理：

测微头组成： 测微头由不可动部分安装套、轴套和可动部分测杆、微分筒、微调钮组成。

测微头读数：测微头的安装套便于在支架座上固定安装，轴套上的主尺有两排刻度线，标有数字的是整毫米刻线(1ｍｍ／格)，另一排是半毫米刻线(０.５ｍｍ／格)；微分筒前部圆周表面上刻有50等分的刻线(０.０１ｍｍ／格)。

三、实验仪器和设备：测微头。

四、实验内容和步骤：

测微头组成和读数如图4。

测微头读数图

图4 测位头组成与读数

用手旋转微分筒或微调钮时，测杆就沿轴线方向进退。微分筒每转过1格，测杆沿轴方向移动微小位移０.０１毫米，这也叫测微头的分度值。

1、测微头读数方法：

① 先读轴套主尺上露出的刻度数值，注意半毫米刻线；再读与主尺横线对准微分筒上的数值、可以估读1／10分度，如图9—1甲读数为３.６７８ｍｍ，不是３.１７８ｍｍ；

② 遇到微分筒边缘前端与主尺上某条刻线重合时，应看微分筒的示值是否过零，如图9—1乙已过零则读２.５１４ｍｍ；如图9—1丙未过零，则不应读为２ｍｍ，读数应为１.９８０ｍｍ。

测微头 第11讲 实训三 测微头的测量位移(1)

2、测微头使用方法：

测微头在实验中是用来产生位移并指示出位移量的工具。(www.61k.com］一般测微头在使用时， ① 首先转动微分筒到１０ｍｍ处，

② 再将测微头轴套上的主尺横线面向自己安装到专用支架座上，

③ 移动测微头的安装套(测微头整体移动)使测杆与被测体连接并使被测体处于合适

位置(视具体实验而定)时再拧紧支架座上的紧固螺钉。

④ 当转动测微头的微分筒时，被测体就会随测杆而位移。

五、实验报告要求：

按照下述报告内容要求完成实验报告：

1、 实验目的，实验原理，实验仪器与设备，实验步骤。

2、 根据要求找出10.254mm，13.378mm，22.847mm的位置。

3、 画出上述位置。要求用直尺按比例2：1绘制。

4、 回答问题：

① 测位头转一圈为多少位移量？

② 为什么要首先转动微分筒到１０ｍｍ处？

③ 测微头轴套上的主尺横线要面向自己安装？

二 : 18空间甚长基线射电干涉测量

２００５年１０月

世界科技研究与发展

专题：空间科学与技术

工／口Ｉ空间

甚长基线射电干涉测量沈志强

（中国科学院上海天文台，上海２０００３０）

摘要：本文从干涉原理在天文学中的应用出发，简短回顾了从地面到空间的射电干涉测量历史，

概述了世界上第一代空间ＶＬＢＩ计划（砌）及其研究成果，展望了未来空间ＶＬＢＩ发展趋势。

关键词：甚长基线干涉测量（Ⅵ出Ｉ）

空间ＶＬＢＩ

ＶＳＯＰ

ＳｐａｃｅｖＬＢＩＳｃｉｅｎｃｅ

Ｓ瑚巳Ｎ

Ｚｈｉｑｉａｎｇ

（Ｓｈａｎｇｌｌａｉ缸ｔｒｏｎ哪ｉｃａｌ

ｏｂｓｅｒ、，ａｔｏｒｙ，Ｃｈｉｎ鹊ｅ

Ａｃａｄ锄ｙｏｆＳｃｉｅｎｃｅｓ，Ｓｈ锄ｇｌｌａｉ

２０００３０）

Ａｂｓｔｒａｃｔ：砑Ｐ乡嘲ｗｓｓ锄啦卯Ｖ．ＬＢＪｓｃｉＰ咒∞如舢妇蒯似琥舭咖ｐ施ｓ如０７２琥已丘巧￡１Ｓ＿抛静ＶＬＢＪ

ｍ勰ｉｏ竹，Ｖｓ０Ｐ（ＶＬＢＪｓ加∞０６卵ｒ抛￡ｏ秽声ｒ曙ｍｍｍ已）．Ａ

６ｒｉ旷矗ｉｓ抛删矿蒯ｉｏ

ｉ咒￡矿厅彻ｍＰ￡叫

如ｔ以印ｍ跏￡妇ｉ７２￡ｒ耐“ｃ趔．１诡８ｐｒｏｓｐ删盯∞ｍｅ扎髓￡ｇ饥Ｐｍ￡ｉｏ咒ｊ抛淝Ｖ：Ｉ据Ｊｍ勰幻咒ｓ厶ｄ缸甜ｓｓ耐．

乡哪ｍ撇（ＶＳＯＰ）

Ｋｅｙ

ｗｏｒｄｓ：优删幻竹ｇ施阳ｚｉ扎ｅ锄钯ｒ斥舢优ｅ￡删（ＶＬＢＪ），５加∞Ⅵ招Ｊ，Ｖ＿ＬＢＪ５抛∞拍船ｒ抛￡Ｄ叫

前言

干涉测量技术在天文学中的最早应用也与麦克尔逊…有关，麦克尔逊等科学家在当时世界上最大英文中的“干涉测量（Ｉｎｔｅｒｆｅｒｏｍｅｔｒｙ）”一词包涵的美国威尔逊山的２．５４米（１００英寸）反射望远镜了“干涉（ｉｎｔｅｒｆｅｒｅ）”和“测量（ｍｅａｓｕｒｅ）”一ｉｎｔｅｒｆｅｒｅ前安装了可以移动的最大间隔为６．１米（２０英尺）＋ｍｅａＳｕｒｅ＝ｉｎｔｅｒｆｅｒ一伊ｍｅｔｒｙ（中间的“一∞”可以理解的恒星（光学）干涉仪，进而测得了７颗明亮恒星的为“好的”）一两重意思，而这也正是干涉测量的确切角直径。

定义，即利用电磁波的干涉原理精确测定极其细微１９３２年央斯基（Ｊａｎｓｋｙ）用当时的无线电天线首

的角大小及其变化。干涉测量的最早应用可以追溯次探测到来自我们银河系中心的射电辐射，使天文到１９世纪８０年代，当时麦克尔逊（Ｍｉｃｈｅｌｓｏｎ）为了学家拥有了光学波段外的又一个新的观测窗测量光自身在空间的传播速度而设计了著名的麦克口［２，３｜。随后至今的７０多年中，天文观测手段得到尔逊一莫雷实验，该实验的关键是测出（可见）光在了飞速提高，可观测窗口涵盖了从低频射电到高能相互垂直的两个方向上来回传播了相同距离（１米）伽马射线的整个电磁波，观测设备也陆续从地面走后的时间延迟，当时估算该延迟量只有约１０－１７秒，向空间。随着１９９７年日本空间射电天文卫星根本无法直接测量，但利用干涉原理（如光学物理中ＨＡＩ。ＣＡ的升空ＨＪ，可以说我们人类已拥有了与地的杨氏双缝实验），１０一１７秒的延迟相当于可见光周面望远镜相对应的各个波段的空间天文观测设备。

１

从地面到空间的射电干涉测量

为爱因斯坦１９０５年提出狭义相对论奠定了基础，麦回顾

克尔逊也因为该工作而获得了１９０７年的诺贝尔物干涉测量在射电天文中的应用始于２０世纪的

万

方数据ｖｏＩ．２７Ｎｂ．５

第１页

期（约１０＿１５秒）的百分之几，因而可以很容易测得。试验最终是零结果，即没能测得任何延迟，这一实验理学奖。

专题：空间科学与技术

世界科技研究与发展

２００５年１０月

４０年代，当时代表性的仪器有澳大利亚悉尼海岸干

涉仪（ｓ阶ｃｌｉｆｆｉｎｔｅｒｆｅｒｏｍｅｔｅｒ）和英国剑桥双天线干

涉仪（ｔｗ争ｅｌｅｍｅｎｔｉｎｔｅｒｆｅｒＯｍｅｔｅｒ），它们记录到来自太阳的射电干涉条纹ｂＪ，积累了５０余颗射电源的观测数据［６］。此后的射电干涉技术的发展经历了相位切换（ｐｈａＳｅｓｗｉｔｃｈｉｎｇ）【７Ｊ，两维米波巡天干涉仪［８，９｜，高分辨率厘米波成图干涉仪ｌ加，１１Ｊ，地球自转孔径综合［１２，１３｜，以及目前在世界各地广为使用的

大型综合孔径望远镜（包括美国的甚大阵ⅥＡｕ

４｜，

英国的多天线微波连接干涉阵ⅧＲＬＩＮｌｌ５Ｊ，荷兰

的ＷＳＲＴ（１６｜，南半球澳大利亚的干涉阵ＡＴＣＡ［１７｜，印度的巨型米波综合孔径望远镜ＧＭＲ型１８Ｊ和中国密云综合孔径望远镜ＭＳＲＴ［１９］，等）和坐落在美国夏威夷的亚毫米波阵趴压Ａ［２０］以及正在智利建造的阿塔卡马大型毫米波天线阵ＡＩＭＡｏ对这些阵列的详细介绍远远超出本文的范围，有兴趣的读者可以参阅相关文献资料。

天文望远镜的分辨本领取决于望远镜的口径大

小（Ｄ）和观测波长（入），可以表述为入巾。显见，口径

越大，波长越短，分辨率则越高。通常的射电波波长比可见光长几万到几百万倍，而射电望远镜的天线又不能做得很大（目前世界上最大的可操纵的单孔径射电望远镜是美国的ＧＢＴ［２１｜，口径约１１０米），因此一般单个射电望远镜的分辨本领远远低于光学望远镜，这在射电天文学发展的初期严重阻碍了射电天文学的发展。１９６２年，英国天文学家赖尔（Ｒｙｌｅ）利用前面介绍的干涉原理，发明了综合孑Ｌ径射电望远镜［１２］。其基本原理是：将相隔很远的两个天线接收到的同一天体的两束射电波进行干涉，结果就等效于一架口径相当于两地之间距离的单孔径射电望远镜，极大地提高了射电望远镜的分辨率。正因为此项发明赖尔与脉冲星发现者休伊什（Ｈｅｗｉｓｈ）共享了１９７４年的诺贝尔物理学奖。值得一提的是２０世纪６０年代的四大天文发现，脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射和星际有机分子，都离不开射电望远镜的贡献。

Ⅵ出Ｉ是“甚长基线干涉测量（Ｖｅｒｙ

Ｌｏｎｇ

Ｂ蒯ｉｎｅ

Ｉｎｔｅｒｆｅｒｏｍｅｔｒｙ）”的英文缩写，该技术在

１９６７年第一次被成功用于天文观测，能提供当前所有天文观测中最高的空间分辨本领［２２，２３】（达毫角秒量级，１毫角秒的角分辨率相当于在地球上的观测者能分辨出月球上间隔不到８米的两个物体），是探索致密天体细微结构的最有效工具。目前在射电天

第２页ｖｄ．２７万

方数据Ｎｏ．５文学领域广泛应用的ⅥＢＩ技术是建筑在电子技术及其信号处理方法迅猛发展的基础上，它不同于综合孔径射电望远镜，不需要实时连接分散在数千公里以外的射电望远镜，而是让遍布全球的射电望远镜将信号独立记录在各个观测台站自己的磁带上，观测完成后再将这些数据磁带寄到一个互相关处理中心以实现干涉的目的，从而获得等效口径相当于地球直径量级的射电望远镜。具有代表性的Ｖ１ＢＩ

阵现有美国的Ｖ】出Ａ【圳，以欧洲为主的Ｅ、州［２５］（中

国上海佘山和新疆乌鲁木齐南山的２５米天线是其正式成员），以澳大利亚为主的ＵｊＡ［２６｜，等。ⅥＢＩ但对更高分辨率的追求促使科学家在２０世纪与地面上的射电望远镜组成干涉仪，从而超越地球日本的ＶＳＯＰ于１９９７年２月１２日成功发射［４，３７｜，２

第一个空间Ⅵ旧Ｉ计划一砌

ＶＳＯＰ是“ＶＬＢＩ太空天文台计划（ＶＬＢＩ

Ｓｐａｃｅ

Ｐｒ。ｇｒａｍｍｅ）”的英文缩写，是日本在

Ａｄｖａｎｃｅｄ

Ｌａｂｏｒａｔｏｒｙ

ｆｏｒ

ａｎｄ

Ａｓｔｒｏｎｏｍｙ）”的英文缩写，也与

删．∥０６眦ｉ．∞ｍ

观测研究的两个最引人瞩目的成果要数１９７１年首次发现视超光速运动【２７］和１９９５年检测到超大质量黑洞周围吸积盘的开普勒运动［２８｜。

７０年代初就设想利用卫星携带的空间射电望远镜大小的限制建造一个等效口径比地球还要大的射电望远镜，这也就是空间ＶＬＢＩ的概念。早在２０世纪８０年代初，美国和欧洲就开始计划第一代空间

ｖＩＢＩ项目凹舱ＳＡ■２９｜，详细论证了发展空间

ⅥＢＩ的技术要求和科学目标，ＱＵＡＳＡＴ虽未被批准但在空间ＶＬＢＩ的发展历程中扮演了开拓者的角色。１９８６～１９８８年问进行的三次Ⅱ）ＲＳＳ通讯卫星和地面两个６４米望远镜的ⅥＢＩ观测获得成功【３旷训，证明我们关于空间ＶＬＢＩ的认知是切实可行的，为以后空间Ⅵ出Ｉ发展铺平了道路。在２０世纪８０年代中后期，当时的苏联和日本先后启动了ＲａｄｉｏＡＳｔｒｏｎ【３５］和ＶＳｏＰ［３６］两个空间ＶＬＢＩ计划。由于种种原因，ＲａｄｉｏＡｓｔｒｏｎ至今仍未付诸实现，而成为人类首个空间ＶＬＢＩ计划。

ＯｂＳｅｒｖａｔｏｒｙ

１９８９年４月正式开始，并得到了世界各国天文学家的积极援助。依惯例，顺利进入地球轨道的卫星被命名为ＨＡＩ．ＣＡ，ＨＡＩＣＡ是“极先进的通讯和天文实验室（Ｈｉｇｈｌｙ

ＣＣ）ｍｍｕｎｉｃａｔｉｏｎ日语中“遥远”一词谐音。该卫星的椭圆轨道与赤道面成３１度倾角，近地点和远地点分别是５６０公里和

２００５年１０月

世界科技研究与发展

专题：空间科学与技术

２１４００公里，绕转周期为６．３小时。ＨＡＬＣＡ卫星的设计寿命为３年，但实际的天文观测一直进行到了２００３年１０月。卫星现仍在轨道上运行，可由于已无法控制卫星姿态指向，ＨＡＩＣＡ也就失去了天文观测的能力。

ＨＡＬＣＡ卫星总重量约８００公斤，携带的天线不同于地面上的一般射电天线，它是在卫星发射成功后通过六个可伸展的桅杆从中心向外撑开而成的呈边长为５米的正六边形，反射面实际上是一个由镀金的细丝线织成的网，等效于一个直径８米的抛物面天线。该天线的预设工作波长有１８厘米，６厘米和１．３５厘米三个，但发射升空后不久即发现１．３５厘米的接收机出现故障，系统温度太高，无法用

于正常的天文学研究，这是惭的一大遗憾。在

ＨＡＬＣＡ卫星配置的众多仪器（包括太阳能帆板和恒星跟踪仪等）中，Ｋｕ波段的通讯天线是专门用来

将空间ＶＬＢＩ天线的观测数据下传到地面跟踪站的

记录设备上，这点与地面一般的Ⅵ出Ｉ天线观测完

全不同。ＨＡＬＣＡ数据和其它同时参加观测的地面台站数据一起要在专门的相关处理机上完成了干涉ＶＳＯＰ计划有很明确的科学目标，概括起来主ＨＡＬＣＬ科学观测时间主要分为两类，一是经

ＣＬ约６年半的观测期间，共开展了约５２５个一几乎所有的地面ＶＬＢＩ天线（包括我国上海和

万

方数据横向结构，提出喷流内部可能存在一种双螺旋结构Ｌ训。尽管地面ⅥＢＩ阵在波长短于２厘米上的观测可以获得等同于甚至超过ＶＳＯＰ观测的分辨率，但是ＶＳｏＰ观测是唯一可以提高１８厘米波段谱线（羟基）观测角分辨率的手段；并且星系核中的吸收效应在低频（长波）尤为显著，而这正是唧的

用武之地。另外，天体物理学中对射电辐射的等效亮温度有个著名的逆康普敦限［４３｜，即测量到的亮温度不能超过１万亿度，而这也与地面已有的高分辨

率Ⅵ且Ｉ观测结果相符。但是，我们通过ＶＬＢＩ观

测得到的亮温度是依赖于最长基线的平方，即对应于最长的ＶＬＢＩ投影基线长度ｌ万公里，地面ＶＬＢＩ可测量的最大亮温度只有几千亿度，这就意味着无

法用地面ＶＬ，ＢＩ观测检验逆康普敦限。而、哟Ｐ观

合研究逆康普敦限问题。事实也确实如此，卿

测将可测量亮温度提高了一个数量级，因而非常适

巡天观测已经揭示了在许多的活动星系核中有超过

１万亿度的射电辐射【４１｜。

图ＰＫＳ１９２１～２９３喷流结构的示意图

图中ｍｍ－ｊｅｔ和ｃｍ＿ｊｅｔ是由地面Ⅵ出Ｉ（ⅥＢＡ）分别在毫米波和厘米

波检测到的，而ｉｎｎｅｒｊｅｔ是空间ⅥＢＩ（Ｖｓ０Ｐ）观测的结果。综合这

些观测可以推断相对论性喷流是沿着一个弯曲的轨迹从中心核向外运动。图上１ｐｃ代表３．２６光年的线距离。

我们在１９９７、１９９８和２０００年对一颗近邻的（红移ｚ＝０．３５２５）明亮类星体ＰＫＳ１９２１—２９３开展了ＶＳＯＰ观测研究。地面观测显示该源非常致密，在角秒分辨率尺度上未分解，并推断其亮温度应超过逆康普敦限。我们对ＰＫＳ‘１９２１—２９３的同时、多波段ＶＬＢＡ观测发现其喷流最靠近核部分（图中ｍｍ—

Ｖｄ．２７Ｎｏ．５

第３页

条纹的搜索后才能被天文学家用作进一步的分析研

究。

要包括：对活动星系核的高空间分辨率成图研究；对视超光速射电源结构变化的多历元监测；研究活动星系核中的自行和红移的宇宙学演化关系；测量银河系内羟基脉泽斑大小的分布；以及对射电星的高分辨率观测。这些目标的实现又主要包含在对以下六个领域的研究：闪炽源；高亮温度源及其短时标（一天之内）变化；喷流的演化；近邻活动星系核；活动星系核中的吸收现象和射电星等。

过同行评议批准的一般观测，另一是嘞领导的

ＨＡＩ

对活动星系核的６厘米巡天观测【３卜４１｜。在

般观测，并对２９４颗源构成的巡天样本中的约８９％的源观测了至少一次。

乌鲁木齐的两台２５米望远镜）都参与了Ｈ虬ＣＡ的

观测，由此组成的ＶＳＯＰ观测分辨率是地球上ｖＬＢＩ阵在相同波长观测的三倍以上，最高角分辨率约０．２毫角秒（６厘米波长）。借助ＶＳＯＰ观测，天文学家首次能够研究与射电喷流运动方向垂直的

专题：空间科学与技术

世界科技研究与发展

２００５年１０月

ｊｅｔ所示）的指向与外面弥散辐射成份（图中ｃｍ－ｊｅｔ所示）的方向相差有６０度左右…】，但受分辨率的限制，我们无法确定介于两者之间的辐射细节。由于地球上现有的Ⅵ出Ｉ天线主要分布在北半球，而类星体ＰＫＳ１９２１—２９３位于南纬约３０度，所以地面的Ｖ１出Ｉ阵观测在南北向的分辨率较差。但

ＨＡｍ气卫星在太空可以对整个天区进行观测，因

此对ＰＫＳ１９２１—２９３而言，Ⅵ泊Ｐ观测将南北向的

分辨率提高了７倍而不是通常的３倍。通过Ⅵ泊Ｐ观测，我们第一次在距中心核北面约１，５毫角秒处检测到一个喷流成份（图中ｉｎｎｅｒｊｅｔ所示），该成份

所在位置正好填补了Ⅵ，ＢＡ观测的空白Ｍ５Ｉ。因此，

如图所示，ＰＫＳ１９２１—２９３中的喷流辐射是沿着一个弯曲的通道向外传播。此外，高分辨率的６厘米

ｖＳＯＰ图清晰显示ＰＫＳ１９２１—２９３的核（图中∞ｒｅ

所示）包含有两个相隔０．４毫角秒的致密成份Ｈ６｜。

由这些砌观测估算得到的亮温度均大于逆康

普敦限，说明观测到的射电喷流有相对论性射束效应，这与检测到的视超光速运动一致１４５，４７｜。进一步，利用１８厘米ＶＳＯＰ观测与６厘米ＶｕｊＡ观测虽波长不同但角分辨率可比拟的独特优势，我们成功获得了ＰＫＳ１９２１—２９３的第一个高分辨率谱指数图，发现在中心核附近喷流的谱指数介于核的反转谱和典型喷流的陡谱之间，推测这可能与该区域内的活动性有关Ｍ８｜。

３

空间ＶＬＢＩ计划前瞻

ＶＳＯＰ计划的成功坚定了科学家建造威力更大的空间干涉仪的信心。现在俄罗斯的

ＲａｄｉｏＡＳｔ删１［４９】计划在距地球７５０００公里外的轨道

上放置一个１０米级可以工作到１．３５厘米的太空天线，这非常有利于研究变化时标短于１天的变源。这类源的短时标变化可能是源自身内禀的，也可能是由星际散射造成的，但两种理论模型都要求射电源自身结构极其致密，不到百分之一个毫角秒。此外，如前所述，卫星轨道距地球越远将越适合对高亮温度源的研究。

日本在１９９７年５月提出了ＶＳｏＰ一２计划１５０Ｊ作为ＨＡＬＣＡ的继任者，即第二代空间ＶＬＢＩ计划。与ｖＳＯＰ相比，ＶＳＯＰ一２计划目标是将下列三个观测指标均提高１０倍［５１］：最高工作频率、空间角分辨率和检测灵敏度。计划中的波长是３厘米、１．３５厘

米和７毫米；卫星椭圆轨道与唧类似，周期约

第４页Ｖｄ．２７万

方数据Ｎｏ．５７．５小时，远地点和近地点分别是２５０００公里和１０００公里，最高空间分辨率直指百分之四毫角秒；将采用先进的京赫兹比特率数据记录及制冷接收机以提高系统探测弱射电源的本领。嘞一２卫星

总重量约９１０公斤，计划携带一个９米的偏轴抛物面天线，以提高接受效率。此外，ＶＳＯＰ一２将具备同时进行双偏振观测和相位参考观测的能力。ＶｓＯＰ一２的主要科学目标包括，与新一代ｘ射线和伽马射线卫星联合共同研究天体辐射机制；利用双偏振观测研究喷流中磁场结构及演化；探讨近邻活动星系核中喷流的形成、准直以及超大质量黑洞的吸积盘；开展高分辨率谱线观测研究河内脉泽和河外巨脉泽等等。该计划在全世界科学家的合作努力下正在不断完善中，预计于２０１１年或稍后的时间里发射。

另一个较Ⅵ泊Ｐ一２更雄心勃勃的空间Ｖ】出Ｉ计划是２０世纪９０年代中期美国提出的名为“太空和地球间先进的射电干涉仪（Ｔｈｅ

ＡｄｖａｎｃｅｄＲａｄｉｏ

Ｉｎｔｅｒｆｅｒｏ】ｍｅｔｒｙ

ｂｅ肌ｅｅｎ

Ｓｐａｃｅａ１１ｄ＆ｕｒｔｈ）”，简称

ＡＲＩＳ磷５２｜，目标是建造一个高性能的口径在２０～

３０米的可膨胀的聚酯薄膜天线，最短波长３毫米，观测灵敏度是ＶＳｏＰ的５０～２００倍，进而可以探测宇宙间更暗弱的天体。遗憾的是，尽管该计划获得了很高的评价，但未获批准。２００２年，美国和其它国家的天文学家在ＡＲＩＳＥ基础上提出了一个叫做

ｉＡＲＩＳＥ的空间ⅥＢＩ计划［５３ｌ，这里的ｉ代表“国际

的（ｉｎｔｅｍａｔｉｏｎａｌ）”的意思，希望通过国际间的合作，发射两个１５米级的天线，以较少的费用实现ＡＲＩＳＥ提出的科学目标，这将是朝着人类直接观测超大质量黑洞迈出的巨大一步。然而在近十年内开展ｉＡＲＩＳＥ研发的可能性不大，一种可能性是在

唧一２发射后，再单独发射一枚空间Ⅵ出Ｉ卫

星，以实现在空间有两个ＶＬＢＩ天线同时观测，若俄罗斯的ＲａｄｉｏＡＳｔｒｏｎ届时能加入进来，就将有可能

出现３个空间Ⅵ卫Ｉ天线同时观测的情形，这将极

大地增强空间ⅥＢＩ在百分之一毫角秒量级分辨率上的成图能力。

地面ＶＬＢＩ近四十年的历史是一个不断追求更高分辨率和灵敏度的发展过程，同样的，未来空间将工作波长向短波毫米波发展并在太空放置两个到率和灵敏度等，而其发展速度是与现代科学技术发

ＶＩ出Ｉ计划也将通过将基线延伸到更遥远的太空、更多的Ｖ１出Ｉ望远镜来提高空间ＶＬ，ＢＩ系统的分辨

２００５年１０月

世界科技研究与发展

专题：空间科学与技术

展有着密切联系，例如为了探测到更多的暗源就需要降低系统噪声温度和增加数据接收带宽等。进一步，我们可以设想人类有一天将在月球上放置若干个ＶＬＢＩ射电望远镜，与地球上和太空间的ＶＬＢＩ天线组成一个威力更大的空间Ⅵ扭Ｉ网。所有这些空间ＶＬＢＩ计划的实现都将毫无疑问地推动人类对宇宙奥秘的探索。

参考文献

［１］Ｍｉｃｈｅｌ洲１

Ａ．Ａ．ａｎｄＰｅａｓｅ

Ｆ．Ｇ．Ｍｅ篮ｕｒ锄肌ｔ

ｏｆｎｌｅＤｉａｍｅｔｅｒｏｆ

ａ

Ｏ—ｏｎｉｓ、ｊｌｒｉｔｈ吐ｌｅ

Ｉｎｔｅｒｆ咖ｔｅｒ．ＡｓｔｒｏｐｈｙＳ．Ｊ．，１９２１，５３：２４９～

２５９

［２］Ｊａ璐ｋｙＫ．Ｙ．Ｅｋｃｔｒｉｃａｌ

ＤｉｓｔｕｒｂａＩｌｃｅｓ

Ａｐｐ㈣ｔｌｙ

ｏｆＥｘｔｒａｔｅｒｒｅＳｔｒ试

［３］ＲｅｂｅｒＧ．‰ｉｃｓｔａｔｉｃ．Ａ５啪ｐｈｙＳ．Ｊ．，１９４０，９１：６２１～６２４

０ｒｉｇｉｎ．Ｐｒｏｃ．Ｉ．Ｒ．Ｅ．，１９３３，２１：１３８７～１３９８

［４］Ｈｍｂ８ｙａｓｈｉ

Ｈ．，ＨｉｒＤｓａ、ⅣａＨ．，Ｋｏｂａ”ｓｈｉＨ．，ＭｕｒａｔａＹ．ｅｔａ１．，

ｏ、，ｅｒｖｉｅｗ

ａｎｄ

Ｉｎｉｔｉａｌ

ＲｅｓｕｌｔＳ

ｏｆ

ｔｈｅ

ｖｅｒｙ

Ｌａｌｌｇ

ＢａｓｅｌｉｎｅｒｎｔｅｒｆｅｒｏｒｎｅｔｒｙＳｐａｃｅ０ｂｓｅｎ，ａｔｏｒｙ

ＰＩ嘞ｍｍｅ．Ｓｃｉ∞ｃｅ．

１９９８，

２８１：１８２５～１８２９

［５］Ｍｃｃｒ劬Ｌ．

Ｌ．，Ｐａｗｓｑ，Ｊ．

Ｌ．ａｎｄＰａ炒ｓｃｏｔｔ

Ｒ．ｓｏｌａｒ

Ｒａｄｉａｔｉｏｎ

ａｔ

Ｒａｄｔｏ

Ｆｒｅｑｕ朗ｃｂ

ａｎｄｉｔｓＲｄａｔｉｏｎ

ｔｏ

ｓｌ】ｎｓｐｏｔ．Ｐｒｏｃ．

Ｒ．Ｓ）ｃ．Ａ．，１９４７。１９０：３５７～３７５

ＥｌｓｍｏｒｅＢ．ＡＰ舢ｉｎａｒｙｓｕｒｖｅｙｏｆｔｈｅ

ＲａｄｂＳｔａｒＳｉｎｔｈｅＮ０ｒ出帆Ｈ锄ｉＳｐｈｅｒｅ．ＭＮＲＡＳ，１９５０，１１０：５０８～５２３

Ｍ．ＡＮｅｗ如ｄｉｏ

Ｉｎｔｅｒｆ删ｎｅｔｅｒ

ａｎｄｉ乜Ａｐｐｌｉｃａｔｉｏｎ

ｔ０ｔｈｅ

Ｏｂ∞ｒｖａｔｉｏｎｏｆＷ色ａｋＲａｄｉｏＳ协ｒｓ．Ｐｒｏｃ．Ｒ．Ｓ（）ｃ．Ａ．，１９５２，２１１：

３５ｌ～３７５

Ｍ．ａｎｄ

Ｈｅｗｉｓｈ

Ａ．Ｔｈｅ㈨ｒｉｄｇｅ

Ｒａｄ．ｏ

Ｔｅｌｅｓ００ｐｅ．Ｍｅｒｎ．Ｒ．Ａｓｔ似１．Ｓｏｃ．，１９５５，６７：９７～１０５Ａ．Ｇ．，ｓｈｅｒｉｄａｎＫ．Ｖ．ａｎｄｓｌｅｅＯ．Ｂ．Ａ

Ｈｇｈ．Ｒｅ８０ｌｕｔｉｏｎＲａｄｉｏＴｄｅｓ∞ｐｅｆｏｒＵｓｅ

ａｔ

３．５ｍ．Ｐｒｏｃ．Ｉ．Ｒ．Ｅ．，

１９５８．４６：６７～８４

Ａ．，Ｈｅ谢ｓｈＡ．ａｎｄｓｈａｋ器ｈｆｔＪ．Ｒ．Ｔｈｅ

ｓｙｎｔ｝ｌｅｓｉｓｏｆ

ｋⅡｇｅ

Ｒａｄｂ

１’ｅｌｅｓｃｏｐ凹ｂｙｔｈｅＵｓｅ０ｆ鼬ｄｉｏＩｎｔｅｒｆｅｒｏ眦ｔｅｒｓ．ＩＲＥＴ均ｎｓ．

Ａｎｔｅｎｎ丛Ｐｒｏｐａｇ．１９５９，７：Ｓ１２０～Ｓ１２４

ｎｌｅｓｙｄｎｅｙＵｈｉｖｅｒｓｉｔｙＣＩＤｓＦｒｙｐｅＲａｄ．ｏ

Ｔｅｌ哗．Ｐｒｏｃ．Ｉ．Ｒ．Ｅ．。１９６３，２４：１５６～１６５

Ａ．ＴｈｅＮｅｗ

ＣａＩｎｂｒ魄ｅ

Ｒａｄ．ｏ

Ｔｅｌ唧．№ｔｕｒｅ，

１９６２，

】９４：５】７～５】８

Ａ．Ｒａｄｉｏ

Ｔｅｌｅｓ∞ｐｅｓｏｆ

１９７５。１８８：１０７ｌ～１０７９

Ｃ．Ｍ．ａＪｌｄＮａｐｉｅｒＰ．Ｊ．

ｎｅｖｅｒｙｈｒｇｅ舳唧．Ａ５ｔｒｏｐ岍．Ｊ．Ｓｕｐｐｌ．，１９８０，４４：１５１～

１６７

Ｂ．ａｎｄ

Ｍ谢ｓｏｎＩ．ｎｌｅＪｏｄｒｅｌｌ＆ｍｋ

Ｒ８ｄｉ昏ＬｉｎｋｅｄＩｎｔｅｒｆｅｒｏｍｅｔｅｒＮｅｔｗｏｒｋ．Ｎａｔｕｒｅ。１９８０，２８８：６４～６６

万

方数据［１６］ＢａａｒｓＪ．ｗ．ｅｔ

ａ１．Ｔｈｅ

ＳｍｔｈｅＳｉｓ

ＲａｄｉｏＴｄｅｓｃｏｐｅ

ａｔ

Ｗｅｓｔｅｒｂｏｒｋ．

Ｐ∞ｃ．ＩＥＥＥ，１９７３，６１：１２５８～１２６６

［１７］Ｆｒａｔｅｒ，Ｉ、ｅ１唧ｅｏｖｅｒｖｉｅｗ．Ｊ．Ｅｌｅｃｔｒ．Ｅｌｅｃｍｍ．Ｅｒ】ｇ．Ａｕｓｎｏｉａ，１９９２，

Ｒ．Ｈ．，Ｂｒｃｏｌ话Ｊ．ｗ．ａＩｌｄｗｈｉｔｅｏａｋＪ．Ｂ．Ｔｈｅ

ＡｕＳ仃ａｌｉａ

１２：１０３～１１２

［１８］Ｓ、Ⅳ８ｎｌｐＧ．，Ａｍｎｔｈａｋｒｉｓｈｎａｎ

Ｓ．，Ｋａｐａ“Ｖ．Ｋ．，ＲａｏＡ．Ｐ．，

ｓＩ】ｂｒａｈｍａｎｙａＣ．Ｒ．ａｎｄＫｕｌｋⅡｎｉＶ．Ｋ．ｏｌｒｒｅｎｔＳｃｉｅｎｃｅ，１９９ｌ，６０：９５～１０６

［１９】Ｂｅ巧ｉｎｇＯｂＳｅｒｖａｔｏ】呵Ｍｅｔｒｅ—ＷａｖｅＲａｄｉｏ

Ａｓｔ蝴ｙＧｒｏｕｐ．Ｍｉ舯

Ｍｅｔ静ｗａｖｅ

Ａｐｅｒｔｕｒｅ

Ｓｙｎｔｈ耐ｓ№ＬｄｉｏＴｅｌｅｓ∞ｐｅ．Ｃｈｉｎｅ∞舡仃．

Ａｐ．，１９８６，１０：３～１１

［２０］Ｈ。Ｐ．Ｔ．Ｐ．，Ｍｏ删ｌＪ．Ｍ．ａｎｄ

Ｌｏ

Ｋ．Ｙ．ｎｅ

Ｓｕｂｒｎｉｌｌｉｍｅｔｅｒ

Ａｒｒａｙ．Ａ５ｔｒｏｐｈｙｓ．Ｊ．，２００４，６１６：Ｌ１～Ｕ［２１］Ｊｅ、ｖｄｌＰ．Ｒ．锄ｄ

Ｐｒ鹤ｔａｇｅ

Ｒ．．Ｍ．Ｔｈｅ（№ｅｌｌ

Ｂａｎｋ

Ｔｅｌｅｓ∞ｐｅ．

Ｐｒｏｃ．Ｓ．Ｐ．Ｉ．Ｅ．，２００４，５４８９：３１２～３２３

［２２］１飞ｏｍｐｓｏｎ

Ａ．

Ｒ．，Ｍ０ｒａｎＪ．

Ｍ．

ａｎｄＳｗｅｎＳ０ｎ，Ｇ．ｗ．

Ｉｍｅｒｆｅｒｏｍ邮ａｎｄ＆ｍｔｈ鹤ｉｓ

ｉｎＲａｄｉｏＡｓｔｒｏｎｏｍｙ．ＮｅｗＹｏｒｋ：

ＪｏｈｎＷｉｌｅｙ，１９８６

［２３］ＫｅＵ朗ｎａｎｎ

Ｋ

Ｉ＆ＪＭ

Ｍｏｍ，Ｔｈｅ【）ｅｖｄ叩ｍ朗ｔ

ｏｆ

Ｈｉｇｈ－

№ｐｈｙＳ．，２００１，３９：４５７～５０９

ＲｅｄｕｔｉｏｎＩ删曙堍ｉｎ

ＲａｄｉｏＡｓｔｒｏｎｏｍｙ．

Ａｎｎｕ．

Ｒｅ、ｒ．Ａｓｔｍｎ．

［２４］Ｋｅｌｌｅｎｎ蚴Ｋ．Ｉ．Ⅵ出Ｉ

ＮｅｔｗｏｒｋＳｔｕｄｉｅｓＩＩＩ：Ａｎ

Ｉｎｔ咖ｔｉｎｅｎｔａＪ

Ⅵ卫ＩＡｍｙ．Ｇｒｅ∞ｂａｎｋ：ＮＲＡ０，１９７７

［２５］ｓｃｈｉｌｉ杞ｉ

Ａ就㈣ｙ。１９９７，４１：３０３—３０５

Ｒ．Ｔ．Ｆｕｔｕｒｅｐｒｏｓｐｅｃｔｓｏｆｔｈｅｕｐ粤［瑚ｄｅｄＥｖＮ．Ⅵｓｔ∞ｉｎ

［２６］Ｔｚｉｏ哪ｉｓ

Ａ．Ｋ．Ｔｈｅ

Ａｕｓｔｒａｌｉ锄ＬＢＡ．一ｓ诅ｔｕｓ柚ｄ

ｄ恍ｌｏｐｍ∞乜．

ｖｉｓｃ∞ｉｎＡｓｔｒｏｎｏｆｎｙ，１９９７，４１：３１１～３１５

［２７］Ⅵｍｉ廿ｌｅｙＡ．Ｒ．，ｓｈａｐｉｒｏＩ．Ｉ．，ＲｏｇｅｒｓＡ．Ｅ．Ｅ．ｅｔ

ａ１．Ｑｕａ娜

Ｒ刚Ｓｉｔｅｄ：Ｒ童ｐｉｄＴｉｍｅＶ商ａｔｉｏｎｓ

ａｂｓｅｒｖｅｄｖ．ａ

Ｖ时ＬＯｌｌｇ－Ｂａｓｌｉｎｅ

Ｉｎｔｄｈｏｍｅｔｒｙ．ｓｃｉ∞ｃｅ，１９７１，１７３：２２５～２３０

［２８］ＭｉｙｏｓｈｉＭ．，Ｍｏ跚１Ｊ．，ＨｅｒｍｓｔｅｉｎＪ．ｅｔ

ａ１．聃ｄｅｎｃｅｆ。ｒ

ａ

ｂｌａｃｋ

ｈ０１ｅ

ｆｒｏｍ

ｈｉｇｈ

ｒｏｔａｔｉｏｎ

ｖｅｌｏｃｉｔｉ∞

ｉｎ

ａ

ｓｕｂ－球【ｒｓｅｃｒｅｇｉｏｎ

ｏｆ

ＮＧＣ４２５８．Ｎａｔｕｒｅ，１９９５。３７３：１２７～１２９

ｆ２９］ｓｃｈｉｌｉ翻Ｒ．

Ｔ．ａｎｄＢｕｒｋｅＢ．Ｆ．

（ｅｄｓ）Ｑｕａ鼢ｔ．ａｖＬＢＩ

ｏｂｓｅｍ妇ｙ

ｉｎ

ｓｐａｃｅ，Ｐｒｏｃ．ＥｓＡＷｏｒｋｓｌｌｏｐＳＦＬ２１３，Ｇｒｏｓｓ

ＥⅢｍｒＳｄｏｒｆ．１９８４

［３０］ＬｅｖｙＧ．ｓ．ｅｔａ１．ｖｅｒｙ１０ｎｇｂａｓｅｌｉｎｅ

ｉｎｔｅｒｆｅ瑚１ｅｔ—ｃｏｂｓ口ｖａｔｉｏｎｓ

瑚ｄｅ、】ｌｒｉｔｈ

ａｆｌ

ｏｒｂｉｔｉｎｇｒａｄｔｏｔｅｌｅｓ∞ｐｅ．ｓｃｉｍｃｅ，１９８６，２３４：１８７～

１８９

［３１］ｋｖｙ

Ｇ．ｓ．ｅｔ

ａ１．Ⅵ也Ｉ

ｕｓｉｎｇ

ａ

ｔｄｅｓ∞ｐｅｉｎＥａｎｈ

ｏｒｂｉｔ．Ｉ．１ｋ

ｏｂ瞅ｖａｄｏｎｓ．Ａ５仃ｏｐｈｙｓ．Ｊ．，１９８８，３３６：１０８９～１１０４［３２］Ｌｉｎｆｉｅｌｄ

Ｒ．Ｐ．ｅｔａ１．ＶＬＢＩｕｓｉｎｇ

ａ

Ｅａｒｔｈｏｒｂｉｔ．ＩＩ．

Ｂ啦ｈｔｎｅｓｓ

ｔ踟删ｕｒｅｓ

ｔｅｌｅｓｃｏｐｅｉｎｅｘｃｅｅｄｉｌｌｇ

ｔｈｅ

ｉｎｖｅｒ鸵Ｃ梳ｐｔｏｎ

１ｉｍｉｔ．

Ａ６乜Ｄｐｈｙｓ．Ｊ．，１９８８，３３６：１１０５～１１１２

［３３］Ｌｉｎｆｉｅｌｄ

Ｒ．Ｐ．ｅｔａ１．１５

Ｇ地跟ａｃｅ

ＶＬＢＩ

ｏｂ鲫Ⅶｃ．ｏ船ｕｓ啦锄

ａｎｔ饥ｍ

０ｎ

ａⅡ）ＲＳＳｓａｔｄｌｉｔｅ．ＡｓｔｒｏｐｈｙＳ．Ｊ．，１９９０，３５８：３５０～

３５８

［３４］Ｌｉｎｆｉｅｌｄ

Ｒ．Ｐ．ａｎｄ跏ｋｅＢ．Ｆ．ｓｐａｃｅｖ１ＢＩｏｂｓｅｎ，ａｔｉｏｎＳｕＳｈｌｇｔｈｅ

Ｕ．Ｓ．ｔｒａｃｋｉｎｇａｎｄｄａｔａｒｅｌａｙｓａｔｅｌｌｉｔｅ．Ａｄｖ．ＳｐａｃｅＲｅｓ．，１９９１，１１：４１ｌ～４１４

［３５］Ｋａｒｄａｓｈｅｖ

Ｎ．Ｓ．ａｎｄ

Ｓｌ”ｈＶ．Ｉ．ＴｈｅＲａｄｉｏａｓｔｒｏｎＰ画ｅｃｔ，ｉｎ

ｖ０１．２７Ｎｏ．５

第５页

［６］ＲｙｌｅＭ．，ｓｍｉｔｈＦ．Ｇ．ａｎｄ

［７］Ｒｙｌｅ【８］Ｒｙｌｅ［９］ＭｉｌｌｓＢ．Ｙ．，Ｌｉｔｔｌｅ

［１０］Ｒｙｌｅ［１１］ＭｍｓＢ．Ｙ．，Ａｉｔｃｈｉ３０ｎＲ．Ｅ．，ＬｉｔｄｅＡ．Ｇ．ａ１１ｄＭｃＡｄａｒｌｌｗ．Ｂ．

［１２］Ｒｙｌｅ

［１３］Ｒｙｌｅ

［１４］１１啪ｐｓｏｎＡ．Ｒ．，ａａｒｋＢ．Ｇ．，Ｗａｄｅ

［１５］Ｄａｖ豳Ｊ．Ｇ．，Ａｎｄｅｒｓｏｎ

删．∥曲缀ｃｉ．∞优

18空间甚长基线射电干涉测量_18空间

专题：空间科学与技术

世界科技研究与发展

１２９：Ｔｈｅ

２００５年１０月

Ｍ．Ｊ．，ＭｏｍＩ唧ａｃｔｏｆⅥ卫Ｉ

Ｒｅｉｄ

ｏｎ

Ｊ．Ｍ．（ｅｄＳ）ＩＡＵ固举ｉｕｒｎ

Ａｓ咖ｍｙＧｅｏｐｈ洒ｃｓ．姒ｒｉｄｇｅ，ＵＳＡ，

ａｎｄ

ｔｏ

Ｔ．砘ｎａｗａ（Ｅｄｓ），Ａ．Ｓ．Ｊ．，２００２，４０１～４０２

［４５］ｓｈｅｎｚ．．Ｑ．，Ｅｄｗａｒｄｓ

Ｐ．Ｇ．，Ｌ。ｖｄｌ

Ｊ．Ｅ．Ｊ．，ＦｕｊｉｓａｗａＫ．，

Ｄ０ｒｄｒｅｃｈｔ：Ｋｌｕｗｅｒ，１９８８，４３３～４４０

Ｋ锄锄Ｓ．ａＪｌｄ

ｉｔＳＳｃｉｅ呲ｉｆｉｃ

Ｉｎｏｕｅ

Ｍ，ＨｉｇｈＲｅｓ０１ｕｔｉｏｎ

ａｔ

Ｖ∞ＰＩ眦Ｉｇｉｎｇ

ｏｆ

ａ

［３６］Ｈｉｒａｌ）ａｙ∞ｈｉ

Ｈ．ＩｎｎＤｄｕｃｔｉｏｎｔｈｅ

ＶＳＯＰ“ＳｓｉｏｎａｎｄＳｏｕｔｈｅｍＢｌａｚａｒＰＫＳ１９２１．２９３Ｊａｐａｎ，１９９９，５１：５１３～５１８

１．６

Ｇ比．Ｐｕｂｌ．Ａ５ｔ啪．Ｓ０ｃ．

Ｊ．Ｅ．Ｊ．ａｎｄ

９０ａｌｓ．Ａｄｖ．ｓｐａｃｅＲｅｓ．，１９９１。１１：３７３～３７９

［３７］ＨｉｒａｂａｙａｓｈｉＨ．，Ｈｉｒｏｓａｗａ

ＴｈｅⅥ上Ｉ

Ｓｐａｃｅ

ｏｂｓ咖ｒｙ

Ｈ．，Ｋ０ｂａｙａｓｈｉ

Ｈ．，Ｍｕ胁Ｙ．ｅｔａ１．，

ａｎｄ

ｔｈｅ

［４６］ｓｈ∞ｚ．一Ｑ．，Ｅｄｗａｒｄｓ

Ｐ．Ｇ．，Ｌｏｖｄｌ

Ｋ锄ｅ∞Ｓ．

ＰｒＱｇｒ８ｍｍｅ

ＲａｄｂＶＳＯＰｓｔｕｄｉｅｓｏｆｔｈｅＢ＾ｇｈｔＲａｄｉｏＳａｕｒｃｅＰＫＳ１９２１—２９３，Ｉｎ：Ｈ．

ｐ岱ｔｒｏｆ】０ｍｉｃａｌ＆ｌｔｅｌｌｉｔｅ５２：９５５～９６５

ＨＡＩＣＡ．Ｐｕｂｌ．Ａｓｔ瑚．Ｓｏｃ．Ｊａｐａｎ，２０００，

Ｅ．Ｂ．，ＨｏｒｉｕｃＫＳ．，Ｌｏｖｅｎ

蛳ｈｙＳｉｃａｌ

Ｂ１ａｚａｒ

ＨｍｂａｙａＳｈｉ，Ｐ．Ｇ．Ｅｄｗａｒｄｓ，Ｄ．Ｗ．Ｍｕｒｐｈｙ，ｅｄＳ．，

Ｐｈｅｎｏｍ锄

ａｎｄ

ａｔ

Ｒ印ｅ８ｌｅｄ

ｂｙＳｐａｃｅⅥＢＩ，

ＩＳＡｓ：

［３８］ＨｉｒａｂａｙａｓｈｉＨ．，Ｆ抽１ａｌｏｎｔ

Ｊ．Ｅ．Ｊ．，Ｓａｇａｍｊｈａｒａ，２０００，１５５～１５８

Ｍ０ｅｌｌｅｎｂ∞ｃｋＧ．Ａ．ｅｔａ１．，１、ｈｅＶＳ０ｐ５ＧＨｚＡＧＮＳ１ｌｎ哪Ｉ．

Ｃｏｍｐｉｌａｔｉｏｎａｎｄ５２：９９７～１０１４

［４７］Ｓ１１ａｎｇＬ－一ＬＳｈ∞Ｚ，一Ｑ．ＶＳＯＰＩｍａｇｉｌｌｇｏｆｔｈｅＳ０ｕｔｈｅｍ

ｏｂＳｅｍｔ；０ｎｓ．Ｐｕｂｌ．Ａｓｔｒｏｎ．Ｓ０ｃ．Ｊａｐａｎ，２０００，

Ｓ．，Ｆ硇ａｌｏｎｔ

Ｅ．

Ｊ１９２４—２９

１８∞，Ｉｎ：Ｐｒｏｃ．７ｔｈＥ１仆Ｊｓ）ｒｒｎｐｏｓ；ｍＴｌ，Ｒ．

ｄｅ

Ｖｉｃｅｎｔｅ

Ｂａｃｈｉｌｌｅｒ，Ｆ．Ｃｏｌｏｍｅｒ，Ｊ．一Ｆ．；ＤｅｓｍｕｒＳ，ａｎｄＰ．（Ｅｄｓ），２００５，５５～５６

［３９］【一瞅ｌｌ

Ｊ．Ｅ．Ｊ．，Ｍ０ｅｌｌ叽ｂｒｏｃｋＧ．Ａ．，Ｈ。一ｕｃｈｉ

Ｂ．，Ｓ。０ｔｔＷ．Ｋ．ｅｔ

ａ１．ｎｅ

ＶＳＯＰ５ＧＨｚＡＧＮＳＩｌｒｖｅｙＩＩ．Ｄａｔａ［４８］Ｓｈｅｎｚ．Ｑ．，ＥｄｗａｒｄＳ

Ｊ．Ｅ．Ｊ．ＳｐａｃｅⅥ卫Ｉ

Ｐ．Ｇ．，Ｋ黜Ｓ．，Ｉｎｏｕｅ

Ｔｄ唧ｅ

Ｍ．ａｎｄＬａｖｅｎ

ＣａｌＩｂｒａｔｉ∞ａｎｄ

１５５：２７～３１

Ｉ艇画】】ｇ．加ｔｒｌ。ｐｈｙｓｉｃａｌＪｏｕｎｌａｌＳｕｐｐｌ锄ｅｎｔ，２００４，

Ｅ．Ｂ．，ＨｏｒｉｕｃｈｉＳ．，Ｌｏｖｄｌ

ｏｂｓｅｒｖａｔｉｏｎｓｏｆＰＫＳ１９２１．２９３，Ｉｎ：Ｐｒ。ｃ．

［４０］ｓ∞ｔｔｗ．Ｋ．，Ｆ’ｏｒ嗣ｏｎｔ

Ｊ．Ｅ．Ｊ．，

ＩＡＵ岛釉ｐｏｓｉ啪２０５，Ｒ．Ｔ．Ｓｃｈｉｌ沈ｉ（Ｅｄ），２００１，１２８～１２９［４９］ＫａｒｄａＳｂｅｖＮ．ｓ．Ｒ丑ｄｉｏａｓ廿册ａＲａｄｉｏＭｕｃｈＧ１哪ｅｒ

ｔｈ锄ｔｈｅ

Ｍｏｅ】】锄ｂｒｏｃｋＧ．Ａ．ｅｔａ】．１ｒｈｅ、，ＳＯＰ５ＧＨｚＡＧＮＳ１ｌｒｖｅｙ：ＩＩＩ．Ｅａｒｔ｝１，＆ｐ酣ｍ朗ｔａｌ

ＡｓｎＤｎｏｍｙ，１９９７，７：３２９～３４３

Ｙ．ｅｔａ１．．２０００ｃ。Ｉｎ：

Ｉｒｒｌａｇ咄Ｒｅｓｕｌｔｓ

［４１］Ｈ０ｒｉｕｃＫ

ｆｏｒｔｈｅＦｉｒｓｔ１０２ｓｏｕｒｃｅｓ．ＡｓｎＤｐｈｙＳｉｃａｌＪｏｕｎｌａｌ［５０］｝矗ｍ１）ａｙａＳｈｉＨ，ＭｕｒｐｈｙＤ．ｗ．，Ｍｕｒａｔａ

ＳｕｐｐＩｅｒｎｅｎｔ，２００４，１５５：３３～７２

ｓ．，ＦａｍａｌｏｎｔＥ．Ｂ．，ｓ。ｏｔｔ

Ｈ．Ｈｒａ＿ｂａｙａＳｈｉ，Ｐ．Ｇ．Ｅ（ｈｖａｒｄｓ，Ｄ．Ｗ．Ｍｕｒｐｈｙ，ｅｄＳ．，

ＧＨｚＡＧＮ

Ｓｕｒｖｅｙ：Ⅳ．Ｔｈｅ姆ｌａｒｓｉｚｅ佻ｈ协ｅ骚Ｔｅｍｐｅｒａｔｕｒｅ

ｚｅｎｓｕｓ

ｗ．Ｋ．ｅｔ

ａ１．７ｎｌｅＶｓＯＰ５一

舡啪ｐｈｙＳｉｃａｌ

［５１］Ｈｉｒａ【ｂａｙａＳｈｉ

＆蛐ｉｈａｒａ，２０００，２７７～２８０

Ｈ．ｅｔａ１．ｏｎ

ｔ｝ｍＥＶＮ

ＶＳＯＰ２，Ｉｎ：Ｐｒｏｃ．７ｔｈ

Ｐｈｅ舢

Ｒｅｖｅａｌｅｄ

ｂｙ

ＳｐａｏｅⅥＢＩ，ＩＳＡｓ：

ＤｉＳｔ舶ｕｔｉｏｎ．Ａｓ廿ｏｐｈｙＳｉｃａｌＪｏｕｎｌａｌ，２００４，６１６：１１０～１２２［４２］Ｉ．ｏｂａｎｏｖＡ．Ｐ．ａｎｄ

Ｊ．Ａ．ＡｃｏｓｒｌｌｉｃＤ。ｕｂｌｅＨｄＩｘｉｎｔｈｅ

Ｎｅ廿ｔｅｎｌｌＳｐａｃｅⅥ出ＩＭｉ∞ｉｏｎ

ｓ）ｍｌｐｏｓｉｕｒｎ，Ｒ．Ｂａｃｈ．１１ｅｒ，Ｆ．

Ａｒｃｈｅｔｙｐｉｃ“Ｑｕａｓａｒ３Ｃ２７３．ｓｃｉｅｎｃｅ，２００１，２９４：１２８～１３１

Ｃｏｌｏｒｎｅｒ，Ｊ．一Ｆ．；Ⅸ蜘１ｕｒＳ，８Ｊ１ｄＰ．ｄｅｖｉｃ∞ｔｅ（ＥｄＳ），２００５，２８５

ｏｆ

～２８８

［４３］Ｋｅｌｌｅｍ锄Ｋ．Ｉ．８１１ｄＰ砌ｉｎｙ－ＴｏｔｈＩ．Ｉ．Ｋ．Ｔｈｅｓｐｅｃｔｒａ

０ｐａｑｕｅＲａｄｉｏＳ０ｕｒｃｅｓ．触ｒｏｐｈＪ．，１９６９，１５５：Ｌ７卜Ｌ７８

［４４］Ｓｈ∞Ｚ．．Ｑ．，ＭｏｒａｎＪ．Ｍ．ａｎｄ

Ｐａｒｓｅｃｓｏｆ

Ｋｅｌｌｅ㈣Ｋ．

［５２］ＵｌｖｅｓｔａｄＪ．ｓ．ｎｌｅＡ—ＳｅＳｐａｃｅＶＬＢＩＭｉｓｓｉ叽．Ａｄｖ．Ｓｐａｃｅ

ｆｔｅＳ．，

Ｉ．ＴｈｅＣｅｎｔｒａｌ２０００。２６：７３５～７３８

ｔｈｅ醐ｇｈｔ

ＱｕａｓａｒＰＫＳｌ９２１－２９３，ｉｎＰｒｏｃ．ＩＡＵ８ｔｈＭｅｅｔｉｒ】ｇ，Ｓ．Ｉｋｅｕｃｈｉ，Ｊ．Ｈｅａｍｓｌｌａｗ，ａｎｄ

［５３］Ｆｏｍａｌｏｎｔ

Ｅ．，

Ｇｒ讪．１ｌ

Ｌ，Ｍｕｒｐｈｙ

Ｄ．ｅｔａ１．ｉＡＲＩＳＥ

ｐｂｉａＩ卜ＰａｃｉｆｉｃＲｅｇｉｏｎａｌＷｈｉｔ印ａｐｅｒ，２００２

（责任编辑：张勐）

俄。韩签署协议就太空探索展开合作

俄罗斯与韩国于前些时候签署了一项双边协议，批准在韩国建造一个航天中心，并训练一名在国际空间站上执行任务的韩国宇航员。

一个政府间委员会在协议中概述了这两项计划，俄罗斯运输部部长列维京与韩国副总理兼财政经济部长官韩寒洙在莫斯科签署了该协议。协议的主要目的是确保韩国航天工业使用俄罗斯技术。

２００４年９月２１日韩国总统卢武铉访问俄罗斯时曾签

署了一系列协议，包括一份和平研究、利用外层空间的协议。

莫斯科与首尔已经签署一份协议，研发韩国民用航天发射系统。目前正在执行训练韩国首名宇航员的项目。

韩国新闻界称，航天中心建于外罗老岛（ｗ∞ａｒａｄｏ）。韩国的ＫＳＬ，ｖ一１火箭将发射一颗重１００千克的卫星入轨，并继续研发建造改进型的ＫＳＬＶ一２和ＫｓＬＶ一３火箭。（中国航空航天网）

万方数据

第６页

ｖ０１．２７Ｎｏ．５

侧叫侧．彰面伤ｃｉ．∞ｍ

三 : 几种位移测量方法的讨论

几种水平位移监测方法的分析和比较 摘要：本文对几种常用的水平位移监测方法进行了比较系统的分析和比较，包括视准线法、 测小角法、测角交会法、测边交会法、极坐标法以及方向线偏移法。列举出了这几种方法的原理、精度分析、优点、不足以及它们适用的场合等，对于在生产实践中进行水平位移观测时进行方法的选取具有一定的指导价值。

关键词：水平位移，视准线法，测小角法，前方交会法，测角交会，测边交会，极坐标法，方向线偏移法.

1. 引言

当需要观测某一特定方向（譬如垂直于基坑围护体系）的位移时，经常采用视准线法、测 小角法等观测方法。但当变形体附近难以找到合适的工作基点或需同时观测变形体两个方向位

移时，则一般采用前方交会法。水平位移观测观测实践中利用较多的前方交会法主要有两种： 测角前方交会法和测边前方交会法。另外还有极坐标法以及一些适合困难条件下使用的水平位

移观测方法。

2. 水平位移观测方法分析和比较

2.1 视准线法：

点A、B是视准线的两个基准点（端点）， 1 d , 2 d , 3 d 为水平位移监测点。观测时将经纬仪置于A

点，将仪器照准B点，将水平制动装置制动。竖直方向转动经纬仪望远镜，分别转至1 d , 2 d , 3 d 三

个点附近，用小钢尺等工具分别量取水平位移监测点1 d , 2 d , 3 d 至A—B这条视准线的距离。根

据前后两次量取的距离，得出这段时间内水平位移量[1]。

精度分析：由视准线的设置过程可知，观测误差主要包括仪器测站点仪器对中误差、视准 线照准误差、读数照准误差，其中，影响最大的无疑是读数照准误差。可知，当视准线太长时，

目标模糊，读数照准精度太差。且后视点与测点距离相差太远，望远镜调焦误差较大，无疑对

观测成果有较大影响。另外此方法还受到大气折光等因素的影响。

优点： 视准线观测方法因其原理简单、方法实用、实施简便、投资较少的特点, 在水平位

移监测中得到了广泛应用，并且派生出了多种多样的观测方法，如分段视准线、终点设站视准

线等。

不足：对较长的视准线而言, 由于视线长, 使照准误差增大, 甚至可能造成照准困难。当视 准线太长时，目标模糊，照准精度太差且后视点与测点距离相差太远，望远镜调焦误差较大， 无疑对观测成果有较大影响。精度低，不易实现自动观测，受外界条件影响较大，而且变形值

（水平位移监测点的位移量）不能超出该系统的最大偏距值，否则无法进行观测。

2.2 测小角法

原理：如图2所示，

如需观测某特定方向上的水平位移PP′，在距离监测区域一定距离以外选定工作基点A，水平

位移监测点的布设应尽量与工作基点在一条直线上。在一定远处（施工影响范围之外）选定一

个控制点B，作为零方向。在B点安置觇牌，用测回法观测水平角∠BAP，测定一段时间内观测

点与基准点连线与零方向之间的角度变化值，根据公式(1)计算得出水平位移量。 δ = Δβ × D / ρ ′′ (1)

式中D为监测点P至工作基点A的水平距离，ρ ′′ =206265。

精度分析：由小角法的观测原理可知，水平位移观测京都受距离D和水平角β的观测误差的影响，

由于D经一次观测后可作为固定值，水平位移观测精度可认为仅与测角精度有关，其观测中误

差可按照公式(2)计算：

ρ δ β ≈ . ′′ Δ m m D/ (2)

水平位移观测中误差的公式，表明：距离观测误差对水平位移观测误差影响甚微，一般情 况下此部分误差可以忽略不计，采用钢尺等一般方法量取即可满足要求；影响水平位移观测精

度的主要因素是水平角观测精度，应尽量使用高精度仪器或适当增加测回数来提高观测度；经

纬仪的选用应根据建筑物的观测精度等级确定，在满足观测精度要求的前提下，可以使用精度

较低的仪器，以降低观测成本[2]。

优点：此方法简单易行，便于实地操作，精度较高。

不足：须场地较为开阔，基准点应该离开监测区域一定的距离之外，设在不受施工影响的地方。

2.3 前方交会

(1)测角前方交会

原理：如图3所示，

A1、A2表示工作基点，P表示水平位移监测点。设A1坐标为(X1,Y1)，A2坐标为(X2,Y2)，P坐标为

(XP,YP)。观测D1，D2边，求交会点P的坐标。用测距仪在A1点测得A1到P点的平距为D2，在A2

点测得A2到P点的平距为D1。基线平距D3在首次观测后即可以将其固定。P点坐标可用公式

(5)

计算得到：

优点: 前方交会法相对于其他水平位移观测的方法如视准线法、小角度法等具有以下优点：①

基点布置有较大灵活性。前方交会法的工作基点一般位于面向测点并可以适当远离变形体，而

视准线法等方法的工作基点必须设置在位于变形体附近并且必须基本与测点在同一轴线上，所

以前方交会法工作基点的选择更具灵活性。特别是当变形体附近难以找到合适的工作基点时，

前方交会法更能显出其优点。②前方交会法能同时观测2个方向的位移。③观测耗时少。当测点

较多，并分布在多条直线上时，前方交会法的耗时较视准线等方法少。

不足：前方交会法由于受测角误差、测边误差、交会角及图形结构、基线长度、外界条件的变

化等因素影响，精度较低。另外，其观测工作量较大，计算过程较复杂，故不单独使用，而是

常作为备用手段或配合其他方法使用。

特别的，对于边长交会法，由于测距仪的测距精度包含固定误差和比例误差，当距离增加 时其误差也会增大。在选择工作基点时，除要满足通视和工作基点的稳定性外，还必须考虑工作基点与测点间的距离不要过长。

2.4 极坐标法

极坐标法属于边角交会，使边角交会的最常见的方法。

原理：如图5所示：

其中， D m 为测距中误差， β m 为测角中误差， A?B α 为A—B 边的方位角，ρ ′′ =206265[6]。

优点：使用方便，尤其是利用全站仪进行测量可以直接测得坐标，简单快速。

不足：精度较低，适用于精度不是很高的水平位移监测工作。

2.5 方向线偏移法

原理：如图6 所示

此处可看出，偏移量的精度与测角的精度可近似认为成正比。因此，为了提高偏移量测量 的精度，需使用精度更好的仪器或者增测回数。

优点：当受施工条件限制时，特别是由于场地狭小限制基准控制网建立时，可以利用方向 线偏移法在可动的工作基点上观测自身的位移。特别是在一些不能建立稳定基准点的场地，可

以利用其中的一个观测点作为不稳定基准，再用上述方法测得该点的位移之后，再利用该点对

其他的观测点进行观测，最后计算时考虑该点的水平位移即可得出其他点的水平位移。 不足：架设一次仪器仅能测得一个点的位移情况，即使以该点作为不稳定基准点观测其他 点的位移情况，在精度上会有所损失。

3. 结论

综上所述，对于文中的每一种水平位移测量方法，都有自己的特点和适用范围。在选用水 平位移测量方法的时候，既要考虑到精度、可行性，也要考虑到经济等方面的问题。在满足精

度要求的前提下，尽量使用简单实用经济的方法。对于不同的现场，有不同的特点，不一定采

用一种方法，可以采用两种或者两种以上方法结合来进行水平位移的监测。希望本文对于当前

使用较多的水平位移监测方法进行的分析比较和总结会对今后的水平位移监测工作起到一定的

指导作用。

本文标题：激光干涉法测量微位移-第11讲 实训三 测微头的测量位移(1)
本文地址： http://www.61k.com/1159555.html