甚长基线干涉测量（简称：VLBI）是一种用于射电天文学中的天文干涉测量方法。它允许用多个天文望远镜同时观测一个天体，模拟一个大小相当于望远镜之间最大间隔距离的巨型望远镜的观测效果。

1931年，美国贝尔实验室的詹姆斯·肯德用天线阵接收到了来自银河系中心的无线电波。

1937年美国人格罗特·雷伯在自家的后院建造了一架口径9.5m的天线，并在1939年接收到了来自银河系中心的无线电波，并且根据观测结果绘制了第一张射电天图，射电天文学从此诞生。雷伯使用的那架天线是世界上第一架专门用于天文观测的射电望远镜。

20世纪60年代，天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子，被称为“四大发现”，这四项发现都与射电望远镜有关。

20世纪60年代，最大的单孔径射电望远镜直径305米；

1962年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁·赖尔（Ryle）利用基线干涉的原理，发明了综合孔径射电望远镜，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。赖尔因为此项发明获得1974年诺贝尔物理学奖。

定义一：

利用电磁波干涉原理，在多个测站上同步接收河外致密射电源(类星体)发射的无线电信号并对信号进行测站间时间延迟干涉处理以测定测站间相对位置以及从测站到射电源的方向的技术和方法。

定义二：

利用甚长基线干涉仪或甚长基线干涉仪阵，进行天体测量和天体物理研究的技术方法。

基线两端的射电望远镜各自以独立的时间标准（氢原子钟等），同时接收同一个射电源的信号，并记录于磁带上，然后将两磁带的记录一起送入处理机作相关处理，求出两相同信号到达基线两端的时刻之差(简称时延)和相对时延变化率(简称时延率)。

设被观测的射电源方向(赤纬δ，赤经λ)已知，在地心直角坐标系中，该两面射电望远镜位置间的坐标差(,,)同观测量间的基本观测方程为：

c+ωcosδ(sinλ-cosλ)+ =-cosδcosλ-cosδsinλ-sinδz+c(+t)，其中c是光速；左端第二项是自转项，ω是自转角速度，、用适当近似值代入计算；是观测误差;+t代表时延中来自仪器的部分。上式假设所有必须的改正均已作过，包括极移、周日极移、岁差、章动、传播介质、测站、和海潮负荷等。否则，在观测方程式中须有相应的待定参数。

时延的观测精度很高，已达到 0.1毫秒，相应的距离是3厘米。而且这种方法是纯几何性的测量，基本不涉及，测量的距离也只受地球自身的限制。所以，这种技术可以以厘米级的精度对全球进行测量。被观测的射电源是银河系以外的类星体，距离极远，它们的自行每年不大于0.0001″，射电源位置的精度已优于0.01″，还可更高，以此为参考的坐标系是很稳定的，是迄今为止可以利用的最好的惯性参考系。此外，这种技术测量速度快，几天或几小时的观测就可得出满意的结果。观测完全不受气象条件的限制，可全天候工作。所有这些，使它必将成为地球测量、地球动态测量和天体测量的特别有力的手段。

根据相对论原理宇宙中任何星体的位置确定都需要一个参考系，观测得到数据均为依照该参考系所得出的相对位置。不同的观测距离具有不同的参考系，一般太阳系以内的观测以地球参考系为准，太阳系范围外的观测以天球参考系为准。

天球参考系

原点：太阳系质心。

赤道：J2000.0平赤道。

赤经原点：J2000.0动力春分点。

它的的建立和维持是通过射电源坐标表来实现的。

地球参考系

原点：地球质心。

尺度：相对论框架下的尺度。

方向：1984.0国际时间局（BIH）方向。

方向的时间变化：对地壳不产生整体旋转。

理论延迟和延迟率

为了用最小二乘法进行地球动力学参数的计算，需要计算理论延迟和延迟率。理论延迟和延迟率计算是一个比较复杂的过程，它除了计算几何延迟和延迟率之外，还需要计算各项附加延迟和延迟率改正量，如大气延迟和延迟率等。另外，由于测站位置受到上面提到的地球固体潮、海潮载荷和大气载荷等影响而随时间变化，所以计算不同时刻的理论延迟和延迟率时，也必须加以相应的改正。

1、甚长基线干涉测量的组成单位为射电望远镜，射电望远镜包含收集无线电波的定向天线、放大电波信息的高灵敏度的接收机、信息记录终端、氢原子钟保证时间同步、处理和显示系统五大部分。一个完整的VLBI系统需要至少两个观测点。

2、数据处理中心。定向天线收集同一天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录和显示的形式，终端设备把信号记录下来，并按特定的要求进行数据回放和处理，然后显示大地测量的延迟和延迟率观测量等。

1、投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦，因此，射电望远镜天线大多是抛物面。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不大于λ/16～λ/10，该望远镜一般就能在波长大于λ的射电波段上有效地工作。

2、对米波或长分米波观测，可以用金属网作镜面；而对厘米波和毫米波观测，则需用光滑精确的金属板(或镀膜)作镜面。

3、从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波，必须达到一定的功率电平，才能为接收机所检测。检测技术水平要求最弱的电平一般应达 10 ~20W。射频信号功率首先在焦点处放大10～1000倍，并变换成较低频率(中频)，然后由电缆将其传送至控制室，进一步放大、检波，最后以适于特定研究的方式进行记录、处理和显示。

甚长基线干涉的测量值包括﹕干涉条纹的相关幅度；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)，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，分辨率达到万分之几角秒，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秒。在分辨率和测量精度上，与其他常规测量手段相比，成数量级的提高。用于甚长基线干涉仪的天线，是各地原有的大﹑中型天线，平均口径在30米左右，使用的波长大部分在厘米波段。最长基线的长度可以跨越大洲。

地质学

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。

天体物理学

在天体物理学方面，由于采用了独立本振和事后处理系统，基线加长不再受到限制，这就可以跨洲越洋，充分利用地球所提供的上万公里的基线距离，使干涉仪获得万分之几角秒的超高分辨率。而且，随着地球的自转，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。依据多副长基线干涉仪跟踪观测得到的相关幅度，应用模型拟合方法，便可得到关于射电源亮度分布的结构图。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。这和其他一些的误差来源一道，限制了甚长基线干涉测量法的应用。若在三条基线上对射电源进行跟踪观测，则由三个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效应。用这种闭合相位参与运算，可以达到较好的模型拟合，从而减小结构图的误差。

随着投入观测的站数不断增多，闭合相位也在增多，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。用甚长基线干涉仪测到的射电结构图表明﹕许多射电源呈扁长形，中心致密区的角径往往只有毫角秒量级，但却对应着类星体或星系这样的光学母体；有些致密源本身还呈现小尺度的双源结构甚至更复杂的结构；从射电结构随时间变化的情况看来，有的小双源好像以几倍于光速的视速度相分离。这些新发现给天体物理学和天体演化学提出了重大的研究课题。

观测卫星

中国科学院的VLBI网是测轨系统的一个分系统，它由北京、上海、昆明和乌鲁木齐的四个望远镜以及位于上海的天文台的数据处理中心组成。这样一个网所构成的望远镜分辨率相当于口径为3000多公里的巨大的综合望远镜，测角精度可以达到百分之几角秒，甚至更高。

VLBI测轨分系统的具体任务是获得卫星的VLBI测量数据，包括时延、延迟率和卫星的角位置，并参与轨道的确定和预报。具体的任务，比如说完成卫星在24小时、48小时周期的调相轨道段的测轨任务。完成卫星在地月转移轨道段、月球捕获轨道段以及环月轨道段的测轨任务。并且还要参加调相轨道、地月转移轨道、月球捕获轨道段的准实时轨道的确定和预报。

VLBI测轨分系统从2007年10月27日起，即卫星24小时的调相轨道段的第一天正式实施对嫦娥一号卫星的测量任务。如今已经完成了24小时、48小时调相轨道、地月转移轨道段和月球捕获轨道段的第一天总共十天的测量任务。

VLBI分系统的各测站数据处理中心设备工作正常，VLBI测量数据及时传输到北京的航天飞控中心，数据资料很好，满足了工程的要求，为嫦娥一号卫星的精确定轨作出了贡献。

观测黑洞

天文学家通过甚长基线干涉技术（VLBI），能够将相距很远的几台望远镜联合为一台虚拟望远镜。这样的望远镜具有非常高的分辨率，可以用来观测黑洞边缘的事件视界。

2015年1月13日，在德国马普射电天文研究所（MPIfR）天文学家的努力下阿塔卡玛探险者实验（APEX）与阿塔卡玛大型毫米波天线阵（ALMA）成功联合观测，组成一个2.08公里的虚拟望远镜，与7000公里外的南极望远镜（SPT）进行了连接。它们通过甚长基线干涉技术（VLBI）连接在一起。更大的望远镜可以进行更敏锐的观测，而干涉可以让多个相距遥远额望远镜像一个望远镜一样工作，并且其尺度与望远镜之间的距离——也被称为“基线”——一样大。使用VLBI，可以通过尽可能增大望远镜的间隔而得到更清晰的观测结果。

联合望远镜最先指向了两个已知的黑洞——一个是银河系的人马座A*，另一个位于1000万光年以外的半人马A星系中。这项观测中，智利的APEX望远镜与相距7000公里的南极SPT进行了连接，其分辨率比以往所有对南半球天空的观测都要高。

甚长基线干涉技术使得科学家能够将多座位于世界各地的射电望远镜联网，建立起一座更大的虚拟望远镜，观测能力更加强大。有了这个巨大的望远镜后，科学家就能够对银河系中央的黑洞进行观测，该黑洞被命名为人马座A*，有望观测到黑洞周围出现的亮环。

IVS: International VLBI Service for Geodesy and Astrometry（应用于测地和天测的国际VLBI服务）的缩写，为全球性的VLBI应用于天体测量和地球动力学方面的合作组织，开展VLBI观测、数据处理及技术发展的国际合作并提供服务。

EVN：European VLBI Network（欧洲VLBI网）的缩写。它首先由欧洲国家发起成立的VLBI组织。自1994年起，中国的上海和乌鲁木齐VLBI站也参加了该组织，所以实质上为欧亚VLBI网。EVN提供天体物理及某些天体测量课题的观测及进行VLBI技术发展的国际合作。

APT：Asia-Pacific Telescope（亚太射电望远镜）的缩写，它由亚太地区VLBI组织或者台站组成，每年不定期地组织天文学和地球动力学方面的VLBI观测，并组织学术交流。

CORE：Continuous Observation Rotation of Earth（地球自转连续观测）的缩写，它为美国NASA的一项研究计划，由美国NASA的GSFC主持，全球大多数具有天测/测地能力的VLBI台站参加了该项计划。其主要科学目的就是用VLBI技术高精度连续测量地球自转参数；同时，也为天球参考系、地球参考系的建立和维持及现代板块运动观测提供高精度的数据。

VSOP：VLBI Space Observatory Program（VLBI空间观测站计划）的缩写。它为日本文部省宇宙科学研究所主持的一项空间VLBI计划，它将一台等效口径8m的天线发射至地球卫星轨道上，构成了一个空间VLBI站，其远地点为2万余km。全球大多数地面VLBI站均参加了该项计划的空地VLBI观测，所以它也形成了一项全球性的VLBI合作计划。

1、VLBI延迟和延迟率是纯几何观测量，其中没有包含地球引力场的信息，因此观测量的获得也不受地球引力场的影响。

2、VLBI是相对测量，仅利用VLBI技术只能测定出两个天线之间的相对位置，即基线矢量b，而不能直接测出各天线的地心坐标。

3、为了确定VLBI测站的地心坐标，通常是在一个测站上同时进行VLBI和激光测卫（Satellite Laser Ranging，SLR）观测，即并置观测，利用SLR技术所测得的地心坐标为基准，进而推算出其他VLBI测站的地心坐标。

4、由于射电源的赤经α和地球自转的变化 之间有直接的关系无法独立地从延迟和延迟率观测量中解算出来。因此，VLBI技术不能独立地确定射电源参考系的赤经原点，它必须用其他技术来测定。

5、延迟率观测量中不包含基线分量Z的影响。所以，仅由延迟率观测无法解算出基线分量Z。另外，将延迟率的数据加到延迟数据中，并不会减少为求得所有未知参数所需观测的射电源数目。延迟率仅作为辅助观测量参加数据处理和参数解算，而起决定作用的是延迟观测量。

1、VLBI技术虽然突破了传统射电干涉仪必须有电连接的限制，使得观测更为灵活，并且使得采用流动VLBI成为可能。但是也带来了由于观测磁带的运输，使得数据处理滞后的问题。

2、VLBI技术观测数据输出代价极为庞大，因此无法通过卫星数据传输。

3、受地球大小的限制，地面VLBI的最长基线只能达到1万千米。如果想要提升基线长度需要将观测点放到月球或卫星上，但测量点之间的数据传输无法实现。