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摘要：多相位中心技术是一种新颖的数据相关方法， 利用该技术， 通过一次相关便可得到主波束内所有目标源的可见度数据， 从而使 VLBI 的视场扩大到主波束尺寸。该技术的出现得益于近几年 VLBI 软件相关处理机的发展。本文介绍了多相位中心技术的实现方法和利用该技术所开展的几个VLBI巡天。该技术将有广阔的应用前景。
关键词：多相位中心;VLBI;视场;巡天
中图分类号：O59 文献标识码：A 文章编号：1671-864X（2015）03-0192-01
一、引言
VLBI 中文译为甚长基线干涉测量， 是指利用甚长基线干涉仪， 进行天体测量和天体物理研究的技术方法。发展 VLBI 的动机来自于人们意识到许多射电源存在 “基线长度” 为几百公里的干涉仪无法分辨的结构。世界范围内主要的两个VLBI网是：美国的甚长基线干涉阵（VLBA）和欧洲VLBI网（EVN）。VLBI 自 1967 诞生以来， 一直在不断的发展当中。随着信号采样速率和数据记录速率的不断提高， VLBI 的观测带宽（灵敏度）在不断增加。VLBI 的分辨率取决于观测波长和最长基线的长度， 因而可以通过延长基线来增加其分辨率。地基 VLBI 的最长基线长度约为 10000 km（略小于地球的直径）， 若将天线放在空间将突破这一限制， 有效增加 VLBI 的分辨率， 据此人们发展了空间 VLBI [1]。此外， 提高分辨率的另一种手段是采用更短的观测波长，例如， 毫米波 VLBI [2]。若要观测暂现源， VLBI 需具有快速响应能力， 据此人们发展了 e-VLBI [3]。
在mJy/sub-mJy 水平， 天空中的射电源面密度明显增加， 射电望远镜的主波束以内将包括几十甚至数百个射电源。传统 VLBI 观测的视场很小， 大约为单天线主波束面积的万分之一， 因而增大 VLBI 的视场是更有效的观测 mJy/sub-mJy 射电源的必然需求。近几年出现的 ”多相位中心技术“ [4]， 是宽视场 VLBI 的一种解决方案。
二、多相位中心技术的实现方法
VLBI 的数据相关是按时间顺序，一个扫描接一个扫描进行， 通常一个扫描对应一个源（以相位参考观测为例， 天线在目标源和校准源之间交替扫描， 在厘米波， 一次扫描的时间约几分钟）。相关时， 两个天线对应偏振对应基带数据进行相关 。
宽视场 VLBI 观测的视场的直径等于单天线主波束的尺寸（半功率全宽， 如果观测波长是18厘米，25米口径天线的半功率全宽大约半度）， 视场内散布着许多目标源（或者说许多相位中心）， 因而可以把整个视场称之为一个目标场。当数据相关到目标场时， 如果采用传统的相关方法， 采用足够小的积分时间和足够窄的谱线通道以便使视场达到主波束尺寸， 虽然技术上是可行的， 然而这样将产生很大的可见度数据以致很难进行后期的数据校准， 科学分析。
考虑到在主波束之内， 只有包围各个目标源的许多小片区域有实在意义，剩余的部分对 VLBI 来说仅是空场， 多相位中心技术采用了一种新颖的相关方法 [4]：
先以足够高的时间、频率分辨率对数据进行相关， 使视场达到整個主波束。
将相位中心移到某个目标源处并作频率的平均 （可用通常的谱线通道宽度）。在这一过程中， 通过将目标相位中心的延迟模型和主相位中心的延迟模型作差， 并将该相位差应用到可见度数据来实现相位中心的转移。
如果视场内有 N 个源， 则重复第二步 N 次。
重复前三步， 当时间累计到一定程度， 将数据做时间的平均（可用通常的积分时间）。
三、目前已开展的几个宽视场VLBI实验
宽视场观测已经陆续的开展。截至目前， 利用多相位中心技术已经开展或正在开展的宽视场VLBI实验总共有5个：
（1） Middelberg 等人[5]首先采用该技术在著名的天区Chandra南深场， 利用美国的VLBA开展了一次宽视场VLBI实验。目的是证认目标场中的活动星系核（AGN）， 以及对该技术进行测试。实验的成功证明了采用该技术情况下， VLBI认证AGN的能力。
（2）为了证认 AGN 和探索巡天面积进一步扩大后的数据校准方法， Middelberg 等人[6] 在 Lockman Hole 场东区选择了三个指向中心， 利用 VLBA 开展了另一次宽视场观测。
（3）M31 （仙女座星系） 是距离我们最近的漩涡星系， 在射电波段， 其星系盘的主轴大约4度 。Morgan等人[7]利用 VLBA 在 M31 中开展的宽视场观测， 探测到 16 颗背景类星体; 该实验证实了利用多相位中心技术， 通过分析背景类星体的散射致宽来考察河外星系电离星际介质的可行性。
（4）Deller & Middelberg[8]利用 VLBA， 采用同波束相位参考， 围绕强的校准源开展了较大规模的 VLBI 巡天（mJIVE-20）， 目标源为目标天区内的 VLA FIRST 天体; 巡天发现射电源越弱， 致密比（VLBI 恢复的流量密度与 角秒尺度流量密度之比）越高。弱源的喷流较弱，张角较大， 因而有更大的机会看到喷流的核。目前该项目仍在进行中。
（5）Cao 等人[9]采用同波束相位参考， 利用EVN， 在观测一颗高红移射电类星体的同时， 观测了其周围 14 颗 mJy/sub-mJy 水平的射电源; 该宽视场 VLBI 实验成功探测到了这颗高红移源， 以及另外两颗源， 并给出了它们的天测位置; 实验的成功展示了 EVN 的宽视场观测能力。
四、宽视场VLBI展望 天空中的亮源彼此相距比较远， 随着流量密度的降低， 源的数密度逐渐增高， 在 mJy/sub-mJy 水平， 射电源的数密度明显增加， 尤其是深的射电巡天， 望远镜主波束内的射电源数目可达上百个。如果 “一次可以观测” 数百个源， 将有效的提高 VLBI 的观测效率， 使得利用 VLBI
对射电源， 尤其是暗弱射电源的普查成为可能。
随着将来 “深的射电巡天” 的陆续开展[10]， 匹配的VLBI 巡天将是不可避免的。巡天的数据可以用来研究许多天体物理和宇宙學的基本问题。比如， 比较延展的核喷流结构， 多历元的观测可以来研究喷流的模型（如， 螺旋喷流）， 多频率的观测可用来研究 “核移”。更完备的致密对称天体样本有望被建立起来， 从而有助于研究射电源的演化。可用来作宇宙学测试的“射电标准天体” 的完备样本也有望被最终建立起来。射电辐射不受遮蔽的影响， 因而 VLBI 的观测还可以发现和研究遮蔽的 AGN。对具有光学对应体的射电源而言， 更多的精确测量的射电位置， 可以被用来研究射电参考系和光学参考系的对接。
参考文献：
[1]Kardashev， N.S.， et al. 2013， ARep， 57， 153.
[2]Krichbaum， T.P.， Roy， A.， Wagner， J.et al. 2013， arXiv：1305.2811.
[3]van Langevelde， H.J. 2013， arXiv：1301.1060.
[4]Deller， A.T.， et al. 2011， PASP， 123， 275.
[5]Middelberg， E.， et al. 2011， A&A， 526， 74.
[6]Middelberg， E.， 2013， A&A， 551， A97.
[7]Morgan， J. S.， et al. 2013， ApJ， 768， A12.
[8]Deller， A.T. & Middelberg， E. 2014， AJ， 147， 14.
[9]Cao， H.-M， et al. 2014， A&A， 563， 111.
[10]Hodge， J.A.， et al. 2011， AJ， 142， 3.
作者简介：曹洪敏，（1980.6.18—），男，讲师，山东淄博，所获学历：研究生，博士，目前从事的工作：商丘师范学院教师，研究方向：射电天文。
关键词：多相位中心;VLBI;视场;巡天
中图分类号：O59 文献标识码：A 文章编号：1671-864X（2015）03-0192-01
一、引言
VLBI 中文译为甚长基线干涉测量， 是指利用甚长基线干涉仪， 进行天体测量和天体物理研究的技术方法。发展 VLBI 的动机来自于人们意识到许多射电源存在 “基线长度” 为几百公里的干涉仪无法分辨的结构。世界范围内主要的两个VLBI网是：美国的甚长基线干涉阵（VLBA）和欧洲VLBI网（EVN）。VLBI 自 1967 诞生以来， 一直在不断的发展当中。随着信号采样速率和数据记录速率的不断提高， VLBI 的观测带宽（灵敏度）在不断增加。VLBI 的分辨率取决于观测波长和最长基线的长度， 因而可以通过延长基线来增加其分辨率。地基 VLBI 的最长基线长度约为 10000 km（略小于地球的直径）， 若将天线放在空间将突破这一限制， 有效增加 VLBI 的分辨率， 据此人们发展了空间 VLBI [1]。此外， 提高分辨率的另一种手段是采用更短的观测波长，例如， 毫米波 VLBI [2]。若要观测暂现源， VLBI 需具有快速响应能力， 据此人们发展了 e-VLBI [3]。
在mJy/sub-mJy 水平， 天空中的射电源面密度明显增加， 射电望远镜的主波束以内将包括几十甚至数百个射电源。传统 VLBI 观测的视场很小， 大约为单天线主波束面积的万分之一， 因而增大 VLBI 的视场是更有效的观测 mJy/sub-mJy 射电源的必然需求。近几年出现的 ”多相位中心技术“ [4]， 是宽视场 VLBI 的一种解决方案。
二、多相位中心技术的实现方法
VLBI 的数据相关是按时间顺序，一个扫描接一个扫描进行， 通常一个扫描对应一个源（以相位参考观测为例， 天线在目标源和校准源之间交替扫描， 在厘米波， 一次扫描的时间约几分钟）。相关时， 两个天线对应偏振对应基带数据进行相关 。
宽视场 VLBI 观测的视场的直径等于单天线主波束的尺寸（半功率全宽， 如果观测波长是18厘米，25米口径天线的半功率全宽大约半度）， 视场内散布着许多目标源（或者说许多相位中心）， 因而可以把整个视场称之为一个目标场。当数据相关到目标场时， 如果采用传统的相关方法， 采用足够小的积分时间和足够窄的谱线通道以便使视场达到主波束尺寸， 虽然技术上是可行的， 然而这样将产生很大的可见度数据以致很难进行后期的数据校准， 科学分析。
考虑到在主波束之内， 只有包围各个目标源的许多小片区域有实在意义，剩余的部分对 VLBI 来说仅是空场， 多相位中心技术采用了一种新颖的相关方法 [4]：
先以足够高的时间、频率分辨率对数据进行相关， 使视场达到整個主波束。
将相位中心移到某个目标源处并作频率的平均 （可用通常的谱线通道宽度）。在这一过程中， 通过将目标相位中心的延迟模型和主相位中心的延迟模型作差， 并将该相位差应用到可见度数据来实现相位中心的转移。
如果视场内有 N 个源， 则重复第二步 N 次。
重复前三步， 当时间累计到一定程度， 将数据做时间的平均（可用通常的积分时间）。
三、目前已开展的几个宽视场VLBI实验
宽视场观测已经陆续的开展。截至目前， 利用多相位中心技术已经开展或正在开展的宽视场VLBI实验总共有5个：
（1） Middelberg 等人[5]首先采用该技术在著名的天区Chandra南深场， 利用美国的VLBA开展了一次宽视场VLBI实验。目的是证认目标场中的活动星系核（AGN）， 以及对该技术进行测试。实验的成功证明了采用该技术情况下， VLBI认证AGN的能力。
（2）为了证认 AGN 和探索巡天面积进一步扩大后的数据校准方法， Middelberg 等人[6] 在 Lockman Hole 场东区选择了三个指向中心， 利用 VLBA 开展了另一次宽视场观测。
（3）M31 （仙女座星系） 是距离我们最近的漩涡星系， 在射电波段， 其星系盘的主轴大约4度 。Morgan等人[7]利用 VLBA 在 M31 中开展的宽视场观测， 探测到 16 颗背景类星体; 该实验证实了利用多相位中心技术， 通过分析背景类星体的散射致宽来考察河外星系电离星际介质的可行性。
（4）Deller & Middelberg[8]利用 VLBA， 采用同波束相位参考， 围绕强的校准源开展了较大规模的 VLBI 巡天（mJIVE-20）， 目标源为目标天区内的 VLA FIRST 天体; 巡天发现射电源越弱， 致密比（VLBI 恢复的流量密度与 角秒尺度流量密度之比）越高。弱源的喷流较弱，张角较大， 因而有更大的机会看到喷流的核。目前该项目仍在进行中。
（5）Cao 等人[9]采用同波束相位参考， 利用EVN， 在观测一颗高红移射电类星体的同时， 观测了其周围 14 颗 mJy/sub-mJy 水平的射电源; 该宽视场 VLBI 实验成功探测到了这颗高红移源， 以及另外两颗源， 并给出了它们的天测位置; 实验的成功展示了 EVN 的宽视场观测能力。
四、宽视场VLBI展望 天空中的亮源彼此相距比较远， 随着流量密度的降低， 源的数密度逐渐增高， 在 mJy/sub-mJy 水平， 射电源的数密度明显增加， 尤其是深的射电巡天， 望远镜主波束内的射电源数目可达上百个。如果 “一次可以观测” 数百个源， 将有效的提高 VLBI 的观测效率， 使得利用 VLBI
对射电源， 尤其是暗弱射电源的普查成为可能。
随着将来 “深的射电巡天” 的陆续开展[10]， 匹配的VLBI 巡天将是不可避免的。巡天的数据可以用来研究许多天体物理和宇宙學的基本问题。比如， 比较延展的核喷流结构， 多历元的观测可以来研究喷流的模型（如， 螺旋喷流）， 多频率的观测可用来研究 “核移”。更完备的致密对称天体样本有望被建立起来， 从而有助于研究射电源的演化。可用来作宇宙学测试的“射电标准天体” 的完备样本也有望被最终建立起来。射电辐射不受遮蔽的影响， 因而 VLBI 的观测还可以发现和研究遮蔽的 AGN。对具有光学对应体的射电源而言， 更多的精确测量的射电位置， 可以被用来研究射电参考系和光学参考系的对接。
参考文献：
[1]Kardashev， N.S.， et al. 2013， ARep， 57， 153.
[2]Krichbaum， T.P.， Roy， A.， Wagner， J.et al. 2013， arXiv：1305.2811.
[3]van Langevelde， H.J. 2013， arXiv：1301.1060.
[4]Deller， A.T.， et al. 2011， PASP， 123， 275.
[5]Middelberg， E.， et al. 2011， A&A， 526， 74.
[6]Middelberg， E.， 2013， A&A， 551， A97.
[7]Morgan， J. S.， et al. 2013， ApJ， 768， A12.
[8]Deller， A.T. & Middelberg， E. 2014， AJ， 147， 14.
[9]Cao， H.-M， et al. 2014， A&A， 563， 111.
[10]Hodge， J.A.， et al. 2011， AJ， 142， 3.
作者简介：曹洪敏，（1980.6.18—），男，讲师，山东淄博，所获学历：研究生，博士，目前从事的工作：商丘师范学院教师，研究方向：射电天文。