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來源：互聯網

甚長基線干涉測量（very long baseline interferometry，簡稱：VLBI）是一種用于射電天文學中的天文干涉測量方法。它允許用多個天文望遠鏡同時觀測一個天體，模擬一個大小相當于望遠鏡之間最大間隔距離的巨型望遠鏡的觀測效果。

甚長基線干涉測量技術的基礎是時間同步且相位同步。時間同步是指不同觀測地點的觀測時間一致，相位同步是指接收到的頻率信號的相位一致。人們可以通過干涉原理，對多臺射電望遠鏡的觀測數據進行相干計算，從而得到更高的分辨率，使人們有可能看到天體的更多細節。

由于VLBI采用高穩定度原子鐘作為獨立木振系統，其基線長度原則上不受限制，可達數千公里，因而VLBT技術能獲得極高的角分辨率，是目前分辨率最高的天文觀測技術。正是因為其具備高精度的測角能力，VLBI在天文學和天休測量學中得到廣泛的使用。自20世紀70年代被應用于航天器的精密定軌以來，VLBI在深空探測領域發揮了重要的作用。在定軌過程中增加VLBI測角數據，深空探測器的定位精度比原來僅使用多普勒測速和測距數據進行定位的精度至少提高5倍。

甚長基線干涉測量技術是近年來深空探測研究領域中的研究熱點之一。VLBI技術具有測量精度高，作用距離遠等優點，這些優點使其在當前及未來的深空探測項目中具有廣泛的應用前景。

發展歷史

在1931年，位于美國的貝爾實驗室中的詹姆斯·肯德通過使用天線陣列，成功接收到了來自銀河系中心的無線電波。在1933年，美國貝爾實驗室的科學家卡爾·央斯基在研究長途通訊中的靜電噪聲時，無意間發現了銀河中心持續的射電輻射。這一發現引領了射電天文學的發展，從而改變了人們對宇宙的認識。

1937年，美國人格羅特·雷伯在其自家后院建造了一架口徑為9.5米的天線，并在1939年開始接收到來自銀河系中心的無線電波。根據他的觀測結果，他繪制了第一張射電天圖，這標志著射電天文學的誕生。雷伯使用的那架天線是世界上第一架專門用于天文觀測的射電望遠鏡，它的建造為射電天文學的發展奠定了基礎。

在20世紀60年代，天文學取得了四項具有重要意義的發現：脈沖星、類星體、宇宙微波背景輻射和星際有機化合物。這些發現被譽為“四大發現”，并且都與射電望遠鏡有關。通過射電望遠鏡的觀測和研究，這些重要的天文學成果得以揭示和確認。這些發現不僅擴大了我們對宇宙的認識，也為未來的研究提供了重要的基礎和線索。

自第二次世界大戰以后，隨著無線電技術的飛速發展，射電望遠鏡逐漸嶄露頭角。1963年，美國在波多黎各建造了一座直徑達305米的射電望遠鏡，它順著山坡固定在地表，是目前世界上最大的單孔徑射電望遠鏡。這座巨大的望遠鏡為天文學研究開辟了新的領域，推動了射電天文學的進步，讓我們能夠更深入地探索宇宙的奧秘。?

1962年，英國劍橋大學卡文迪許實驗室的瑞爾（Ryle）利用干涉原理，創新地發明了綜合孔徑射電望遠鏡。這種望遠鏡通過利用多架射電望遠鏡接收同一天體的無線電波信號，再將各望遠鏡接收到的信號兩兩進行干涉，最后通過傅里葉變化等運算，獲得天體的射電圖像。這種綜合孔徑射電望遠鏡實際上等效于一架單口徑射電望遠鏡，其口徑相當于該綜合孔徑望遠鏡天線的最遠間距。這項創新極大地提高了射電望遠鏡的分辨率，推動了射電干涉技術的發展。瑞爾因這項技術而獲得了1974年的諾貝爾獎，這是望遠鏡發展史上的一個重大事件。?

到上世紀60年代中后期，為進一步提高射電天文觀測的本領，射電天文學家利用當時高穩定原子頻標技術和高速磁記錄技術，在傳統連線干涉儀基礎上，創建了VLBI（甚長基線干涉測量）技術。

在20世紀60年代，蘇聯科學院列比捷夫物理研究所的天文學家首次正式發表關于“獨立本振和磁帶記錄”長基線干涉儀的VLBI概念。

VLBI發展出了混合圖法，不依賴人為模型而做出VLBI的射電圖。50多顆類星體和射電見系核的高分辨率射電圖，發現活動核的小尺度不對稱性，由一個亮核和一個單向噴流組成，并對超光速膨脹源3C273進行了連續三年的觀測，得到了它的較詳細的膨脹細節。由于現今的VLBI網只能利用原有的射電焚遠鏡，分布不合要求，加上靈敏度不夠，圖象的動態范圍太低(～10)，美國正在研究和設計的VLBA分辨率達0.003″，成圖能力大大提高。雖然目前VLBI混會圖已經可以較有效地描出射電圖，但和常規的綜合孔徑射電望遠鏡相比還是比較原始的。

在20世紀70至80年代，人們使用臨時組成的陣列進行了VLBI觀測實驗，并在一些較亮的射電源中觀測到了pc尺度的結構，揭示了噴流核心的形態特征和噴流團塊的視超光速運動。到了20世紀90年代，歐洲VLBI網和美國甚長基線陣（VLBA）的出現極大地推動了AGN噴流的高分辨率觀測研究。此后，隨著澳大利亞長基線陣列（LBA）、日本VERA以及東亞VLBI網絡（EAVN）的建立，VLBI網的全球覆蓋得到了進一步提高。而全球毫米波VLBI陣列（GMVA）、事件視界望遠鏡（EHT）以及韓國VLBI網絡（KVN）等則將研究領域拓展到了更高的頻率（86，129，230GHz）。尤其是事件視界望遠鏡（EHT）的快速發展，使得人類首次拍攝了黑洞的照片，為AGN和超大質量黑洞的觀測研究開辟了新的紀元。

在過去的幾十年中，VLBI技術被廣泛應用于不同尺度下對M87噴流的研究，并取得了重要的進展。在(10~100)Rs尺度范圍內，2016年，Hada等人報道了利用高靈敏度陣列(HSA)對M87的GMVA 86GHz進行觀測的結果，獲得的圖像顯示存在一個大張角噴流基底，并具有清晰的邊緣增亮結構，這與旋轉黑洞的磁驅動噴流模型一致（BZ模型）。同樣在這個尺度下，2018年，Walker等人利用43GHz的VLBA觀測數據繪制了極化圖像，顯示出該尺度上存在螺旋磁場的情況。在距離黑洞100Rs之外，直至亮節點HST-1出現的地方(約10^6 Rs)，2018年，Nakamura等人繪制了1~43GHz的多波段VLBI圖像，顯示M87噴流呈拋物線形狀；而在HST-1之外，噴流則變為圓錐形。

VLBI技術用于深空探測的基木原理

VLBI技術是目前角分辨率最高的天文觀測技術，當基線長度達到上萬公里的量級，其測角精度能夠達到20-30nrad。利用VLBT技術可以直接測量得到探測器的角度數據、對探測器橫向位置和速度有較好約束；傳統的多普勒測速和偽碼測距方法可以直接測得探測器的徑向距離及速度，對探測器視向位置和速度具有較好的約束，利用這兩種數據進行聯合定軌，能夠有效的提高定軌精度，從而滿足深空探測需求。首先選擇探測器附近空間區域內的河外射電源進行觀測，通過對觀測數據進行相關處理，可以得到河外射電源發射的射電信號到達地面兩個天線的時間差。這個時間差被稱為河外射電源觀測時延。

為了能夠成功解算探測器位置，需要至少3個以上臺站參加VLBI觀測，因為當僅有3臺站參加觀測時，由于僅存在2個獨立觀測量(3臺站只能構成2條獨立基線向量),若由此確定探測器的三維方向弦，需要同時采用測距觀測數據，這樣測距觀測數據的誤差將會影響方向余弦的測定精度。如果需要完全且防立由VLBI觀測量確定探測器的方向余弦，則至少需要3個以上臺站(不含3個)參加觀測)最少4臺站才能構成3條獨立基線向量)。在實際執行VLBI觀測任務時，希望能有盡可能多的臺站參加觀測，一方面這樣能夠增加觀測基線的數目，從而得到更多的觀測結果，增加對觀測目標的約束，提高觀測精度；另一方面更多的臺站參加觀測可以相互冗余備份，當其中一個臺站出現問題時，不影響整個觀測任務的完成。

技術內容

干涉測量法的工作原理

邁克爾遜干涉儀是干涉測量中常用的工具，由Albert Abraham Michelson（*獲得諾貝爾科學獎的美國人）于1887年發明。他發明了鏡組和半透半反鏡組（分光鏡）系統，可將來自相同光源的分離光束融合在一起進行干涉測量。激光干涉測量法是一種完善的高精度測距方法。

基本原理

邁克爾遜干涉儀一般可將相干光源的單條射入光束分成兩條相同的光束。每條光束的傳播路徑（稱為光程）不同，并在到達探測器之前重新會合。每條光束的傳播距離不同使它們之間產生相位差。正是該相位差在初相同的光波之間形成可通過探測器進行識別的干涉條紋。如果單條光束沿兩個光路分開（測量和參考光路），則利用相位差便可判斷出所有可改變光束相位的因素。這可能是光路長度本身的物理變化，或者是光束傳播介質的折射率的變化。

基線測量

基線測量指精確測量地理坐標系下兩點或多點之間的絕對位置信息或相對位置信息，是實現信息融合、信息精確控制的關鍵。過去采用因瓦基線尺對基線直接丈量，但在電磁波測距法獲得發展之后，絕大部分用電磁波測距儀對基線直接進行測定。基線測量是根據基線點的設計坐標和已知控制點的坐標的關系，按測量點的平面位置的方法標定出來。

系統組成

1、甚長基線干涉測量的組成單位為射電望遠鏡，射電望遠鏡包含收集無線電波的定向天線、放大電波信息的高靈敏度的接收機、信息記錄終端、氫原子鐘保證時間同步、處理和顯示系統五大部分。一個完整的VLBI系統需要至少兩個觀測點。

2、數據處理中心。定向天線收集同一天體的射電輻射，接收機將這些信號加工、轉化成可供記錄和顯示的形式，終端設備把信號記錄下來，并按特定的要求進行數據回放和處理，然后顯示大地測量學的延遲和延遲率觀測量等。

測量方式

1、投射來的電磁波被一精確鏡面反射后，同相到達公共焦點。用旋轉拋物面作鏡面易于實現同相聚焦，因此，射電望遠鏡天線大多是拋物面。射電望遠鏡表面和一理想拋物面的均方誤差如不大于λ/16～λ/10，該望遠鏡一般就能在波長大于λ的射電波段上有效地工作。

2、對米波或長分米波觀測，可以用金屬網作鏡面；而對厘米波和毫米波觀測，則需用光滑精確的金屬板(或鍍膜)作鏡面。

3、從天體投射來并匯集到望遠鏡焦點的射電波，必須達到一定的功率電平，才能為接收機所檢測。檢測技術水平要求最弱的電平一般應達10~20W。射頻信號功率首先在焦點處放大10～1000倍，并變換成較低頻率(中頻)，然后由電纜將其傳送至控制室，進一步放大、檢波，最后以適于特定研究的方式進行記錄、處理和顯示。

測量值

甚長基線干涉的測量值包括﹕干涉條紋的相關幅度；射電源同一時刻輻射的電磁波到達基線兩端的時間延遲差(簡稱時延)，延遲差變化率(簡稱時延率)。相關幅度提供有關射電源亮度分布的信息，時延和時延率提供有關基線(長度和方向)和射電源位置(赤經和赤緯)的信息。所得的射電源的亮度分布，分辨率達到萬分之幾角秒，測量洲際間基線三維向量的精度達到幾厘米，測量射電源的位置的精度達到千分之幾角秒。在分辨率和測量精度上，與其他常規測量手段相比，成數量級的提高。用于甚長基線干涉儀的天線，是各地原有的大、中型天線，平均口徑在30米左右，使用的波長大部分在厘米波段。最長基線的長度可以跨越大洲。

實際應用

基礎學科

在基礎研究方面，對于射電天體的毫角秒級的高應用學科分辨率觀測，可深入到類星體、星系核的能源核心部分，探索能量的發生機制和傳遞方式等基本的天體物理問題在天體測量方面射電源的班定位，達到千分之幾角秒，用河外射電源建立天球參考系是天文學的基礎性工作。

應用學科

地質學

由于甚長基線干涉測量法具有很高的測量精度，所以用這種方法進行射電源的精確定位，測量數千公里范圍內基線距離和方向的變化，對于建立以河外射電源為基準的慣性參考系，研究地球板塊運動和地殼的形變，以及揭示極移和世界時的短周期變化規律等都具有重大意義。

具體用途

觀測衛星

中國科學院的VLBI網是測軌系統的一個分系統，它由北京市、上海市、昆明市和烏魯木齊市的四個望遠鏡以及位于上海的天文臺的數據處理中心組成。這樣一個網所構成的望遠鏡分辨率相當于口徑為3000多公里的巨大的綜合望遠鏡，測角精度可以達到百分之幾角秒，甚至更高。

VLBI測軌分系統的具體任務是獲得衛星的VLBI測量數據，包括時延、延遲率和衛星的角位置，并參與軌道的確定和預報。具體的任務，比如說完成衛星在24小時、48小時周期的調相軌道段的測軌任務。完成衛星在地月轉移軌道段、月球捕獲軌道段以及環月軌道段的測軌任務。并且還要參加調相軌道、地月轉移軌道、月球捕獲軌道段的準實時軌道的確定和預報。

VLBI測軌分系統從2007年10月27日起，即衛星24小時的調相軌道段的第一天正式實施對嫦娥一號的測量任務。如今已經完成了24小時、48小時調相軌道、地月轉移軌道段和月球捕獲軌道段的第一天總共十天的測量任務。

VLBI分系統的各測站數據處理中心設備工作正常，VLBI測量數據及時傳輸到北京市的航天飛控中心，數據資料很好，滿足了工程的要求，為嫦娥一號衛星的精確定軌作出了貢獻。

觀測黑洞

天文學家通過甚長基線干涉技術（VLBI），能夠將相距很遠的幾臺望遠鏡聯合為一臺虛擬望遠鏡。這樣的望遠鏡具有非常高的分辨率，可以用來觀測黑洞邊緣的事件視界。

2015年1月13日，在德國馬普射電天文研究所（MPIfR）天文學家的努力下阿塔卡瑪探險者實驗（APEX）與阿塔卡瑪大型毫米波天線陣（ALMA）成功聯合觀測，組成一個2.08公里的虛擬望遠鏡，與7000公里外的南極望遠鏡（SPT）進行了連接。它們通過甚長基線干涉技術（VLBI）連接在一起。更大的望遠鏡可以進行更敏銳的觀測，而干涉可以讓多個相距遙遠額望遠鏡像一個望遠鏡一樣工作，并且其尺度與望遠鏡之間的距離——也被稱為“基線”——一樣大。使用VLBI，可以通過盡可能增大望遠鏡的間隔而得到更清晰的觀測結果。

聯合望遠鏡最先指向了兩個已知的黑洞——一個是銀河系的人馬座A*，另一個位于1000萬光年以外的半人馬A星系中。這項觀測中，智利的APEX望遠鏡與相距7000公里的南極SPT進行了連接，其分辨率比以往所有對南半球天空的觀測都要高。

甚長基線干涉技術使得科學家能夠將多座位于世界各地的射電望遠鏡聯網，建立起一座更大的虛擬望遠鏡，觀測能力更加強大。有了這個巨大的望遠鏡后，科學家就能夠對銀河系中央的黑洞進行觀測，該黑洞被命名為人馬座A*，有望觀測到黑洞周圍出現的亮環。

取得成就

中國科學院新疆天文臺研究員崔朗牽頭的國際合作團隊利用歐洲VLBI網（EVN）、中國VLBI網（CVN）聯合新西蘭Warkworth 30米射電望遠鏡，對射電星AR Sco實施了多歷元VLBI相位參考觀測，成功測量了該射電星的高精度三角視差和自行，測量精度都在1%以內。相關成果已發表在《皇家天文學會月刊》（ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society ）上。

射電星AR Sco是目前發現的唯一一例射電脈沖白矮星雙星系統，由一顆高速旋轉的磁白矮星和一顆光譜型為M5的主序星伴星組成。觀測顯示其具有很寬的能譜分布，從射電到X射線波段均有輻射，且在射電、紅外、光學及紫外波段都存在脈沖信號。對AR Sco開展高精度VLBI天體測量研究，不僅可以增加ICRF和GCRF連接的樣本點，還能更好地限制其射電輻射區尺度等物理參數，對理解這一稀缺天體類型的輻射機制、演化過程等都具有重要意義。

國際頂級期刊《自然》發表由中國科學家領銜的國際科研團隊最新科研成果，團隊通過分析多個甚長基線干涉測量（VLBI）網在2000年至2022年的觀測數據，發現M87星系中心黑洞噴流呈現周期性擺動，擺動周期約為11年，振幅約為10度。這一現象符合阿爾伯特·愛因斯坦的廣義相對論中關于“如果黑洞處于旋轉狀態，會導致參考系拖曳效應”的預測，為黑洞自旋的存在提供了有力觀測證據。

特點優勢

1、VLBI延遲和延遲率是純幾何觀測量，其中沒有包含地球引力場的信息，因此觀測量的獲得也不受地球引力場的影響。

2、VLBI是相對測量，僅利用VLBI技術只能測定出兩個天線之間的相對位置，即基線矢量b，而不能直接測出各天線的地心坐標。

3、為了確定VLBI測站的地心坐標，通常是在一個測站上同時進行VLBI和激光測衛（SatelliteLaserRanging，SLR）觀測，即并置觀測，利用SLR技術所測得的地心坐標為基準，進而推算出其他VLBI測站的地心坐標。

4、由于射電源的赤經α和地球自轉的變化之間有直接的關系無法獨立地從延遲和延遲率觀測量中解算出來。因此，VLBI技術不能獨立地確定射電源參考系的赤經原點，它必須用其他技術來測定。

5、延遲率觀測量中不包含基線分量Z的影響。所以，僅由延遲率觀測無法解算出基線分量Z。另外，將延遲率的數據加到延遲數據中，并不會減少為求得所有未知參數所需觀測的射電源數目。延遲率僅作為輔助觀測量參加數據處理和參數解算，而起決定作用的是延遲觀測量。

技術缺陷

1、VLBI技術雖然突破了傳統射電干涉儀必須有電連接的限制，使得觀測更為靈活，并且使得采用流動VLBI成為可能。但是也帶來了由于觀測磁帶的運輸，使得數據處理滯后的問題。

2、VLBI技術觀測數據輸出代價極為龐大，因此無法通過衛星數據傳輸。

3、受地球大小的限制，地面VLBI的最長基線只能達到1萬千米。如果想要提升基線長度需要將觀測點放到月球或衛星上，但測量點之間的數據傳輸無法實現。

研究進展

e-VLBI

e-VLBI(e-Very Long Baseline Interferometry)是甚長基線干涉技術與高速網絡技術相結合的一種全新的天文觀測手段，射電天文望遠鏡將觀測數據通過高速網絡準實時地傳送到相關處理中心進行處理，并實時獲取相關干涉處理結果。它取代了傳統的磁帶(或硬盤)記錄和運輸，大幅降低了數據的記錄成本，提高了觀測數據的時效性。

e-VLBI技術在國際上發展迅速，1975年，在美國和加拿大之間通過衛星通信開展了數據速率為20Mbit/s的首次實時e-VLBI試驗。2000年以后，美國、日本和歐洲均進行了e-VLBI實驗，技術和應用水平領先。中國VLBI網是由中國科學院上海天文臺牽頭建設，由五站一中心組成，包括上海佘山站25米和天馬站65米射電望遠鏡、北京密云站50米射電望遠鏡、云南昆明站40米射電望遠鏡、烏魯木齊市南山站25米射電望遠鏡，以及位于松江區的VLBI數據處理中心。2007年，歐洲、澳大利亞和中國聯合進行首次跨越三大洲256Mbit/s?速率的e-VLBI試驗演示，并通過JIVE相關處理機實時獲得清晰條紋。這是中國VLBI網觀測站首次參加國際e-VLBI?觀測。

空間VLBI

目前的地面VLBI觀測在許多情況下和很大程度上分解了類星體、活動星系核和銀河系脈澤源等目標，但也發現不少射電源中有些致密成分，地面VLBI觀測不能加以分解。研究表明，理論模型常常不能唯一地滿足觀測結果。為了進一步深入地作天體物理學研究，需要在更精細的尺度上描繪出射電源的射電圖像。這只能通過進一步提高VLBI分辨率來實現。提高分辨率的途徑之一是提高觀測頻率，但這受到天線條件等技術限制和大氣相位起伏的限制，而且射電各波段的觀測都有其獨立的意義。因此，提高分辨率的另一途徑—繼續延長基線，突破地面局限，建立VLBI空間站，便是VLBI發展的一種必然趨勢，它將給天體物理學以新的推動力和深刻影響。

SVLBI(空間甚長基線干涉測量)在大地測量學和地球動力學方面有重要的潛在應用，其中最困難的任務之一是精確確定SVLBI衛星的軌道。這項工作研究了幾種可能能夠確定空間VLBI衛星軌道的技術。然后，根據衛星的類型和特點、大地測量研究的要求以及GNSS(GPS，伽利略·伽利萊)衛星跟蹤空間VLBI衛星的幾何形狀，確定了SVLBI衛星(TEST-SVLBI)的6個約翰尼斯·開普勒要素。設計了一個程序來分析網絡中各站對不同高度空間的覆蓋范圍，并以此設計了TEST-SVLBI跟蹤網絡。研究了網絡跟蹤測試-SVLBI的效率，并給出了結果。

國際合作

與美國NASA在空間大地測量領域的合作

1990年代，在葉叔華院士的積極推動下，中國科學院與美國國家航空航天局（美國航空航天局）首次簽署了空間大地測量合作同意函，在這個框架下，合作同意函經過多次續簽，雙方在人員交流、觀測協作、設備升級等方面取得了豐碩成果。合作內容主要是將空間技術應用到地球動力學研究，并拓展到天體測量學、天體物理等領域，包括交換衛星激光測距數據、發展甚長干涉測量（VLBI）技術并實現聯合觀測、建立國際天球參考架（ICRF）和地球參考架（ITRF）、測定地球自轉參數（EOP）、開展亞太空間地球動力學合作等。

亞太空間地球動力學計劃（APSG）

由葉叔華院士倡導并得到亞洲太平洋地區眾多國家和地區支持的“亞太空間地球動力學計劃”(APSG)（1996.05-）是一項內容廣泛的國際合作項目。ASPG中央局(秘書處)設在上海天文臺天文地球動力學研究中心。至今APSG計劃已經組織了多次VLBI和SLR國際聯測，參加GPS全球網，已在板塊運動和地球參考架，亞太地區地殼形變、海平面變化、GPS氣象學、地球重力場、綜合孔徑雷達干涉技術等等領域取得廣泛成果，先后在新加坡，韓國，俄羅斯，美國等地召開十余次APSG工作和學術會議,交流研究進展和成果。

國際大科學工程平方公里陣（SKA）

方公里陣射電望遠鏡（SKA）項目是中國繼ITER項目之后參加的第二大國際科學工程項目，也將是世界上最大的射電望遠鏡，其產生的數據將比任何其他天文儀器高若干個數量級。所有這些數據將由在多個跨國機構工作的數百名科學家分享和使用。為了充分發掘這些數據的科學潛力，實現具有突破性的科學發現，全球平方公里陣列射電望遠鏡團體必須開發專門技術和建立專門知識體系以支持科學團隊利用SKA天文臺發布的數據產品進行科學探索獎。中國與澳大利亞（包括新西蘭）聯合提出建設SKA亞太科學數據中心，在科學和技術方面深度合作，共享數據，為亞太區域乃至全世界用戶提供計算資源和科學產品。

中美射電天文科學和技術合作

2011年，上海天文臺和美國國立射電天文臺（NRAO）簽署了合作協議，在射電天文科學和技術方面開展合作，取得了豐碩成果。雙方輪流主辦射電天文前沿學術論壇，已共同舉辦五屆，有效推動了中美雙方科學家之間的交流合作。NRAO對中國用戶特別開放VLBA望遠鏡資源，每年100小時，觀測申請通知累計發布五次，已完成30項觀測，共計557小時，有力促進了中國VLBI科研團隊尤其是青年學者和研究生利用國際一流望遠鏡設備快速成長。2012年，合作研制了天馬望遠鏡C波段（4-8GHz）致冷接收機系統，于2013年5月安裝調試，達到國際一流指標。開展了數字天文終端和天線控制系統的合作研究，合作研制的多功能數字終端助力天馬望遠鏡脈沖星觀測，取得了亮點成果。助理研究員趙薇和博士生高峰參加NRAO主持的超脈澤宇宙學項目（The Megamaser Cosmology Project, 簡稱MCP），MCP是NRAO的為數不多的關鍵科學項目之一，是目前國際上最先進的宇宙學參數的測量方案之一，高峰和趙薇已發表/投稿了高質量學術論文，引起國際同行的關注。

參考資料 >

科普：“甚長基線干涉測量”——打造“地球級別”望遠鏡.新華網.2023-09-29

黑洞巨無霸?!這位交大校友在國際上首次提出“絕超質量黑洞”可以在宇宙間包括早期宇宙中現身…….搜狐網.2023-10-15

探秘亞洲最大射電望遠鏡可觀測百億光年外天體.央視網.2023-09-29

南仁東的“中國天眼”究竟是一只什么樣的眼?.安徽網.2023-09-29

打開宇宙電磁頻譜的窗口——超長波(上).現代物理知識雜志.2023-09-29

我們為何仰望星空.中國科學院高能物理研究所.2023-09-29

中國“天眼”:世界最大單口徑射電望遠鏡將投入使用.央視網.2023-09-29

上海天文臺40米口徑射電望遠鏡西藏日喀則開工，保障探月四期.澎湃新聞.2023-09-29

射電星系噴流準直機制研究進展.pdf.中國科學院上海天文臺.2023-09-29

邁克爾遜干涉儀.天津理工大學.2023-10-15

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