李政，楊旭海，弓劍軍，楊穎

（1.中國科學(xué)院 國家授時中心，西安 710600；

2.中國科學(xué)院 精密導(dǎo)航定位與定時技術(shù)重點實驗室，西安 710600；

3.中國科學(xué)院大學(xué)，北京 100049；

4.中國科學(xué)院大學(xué) 天文與空間學(xué)院，北京 100049）

0 引言

甚長基線干涉測量（VLBI，very long baseline interferometry）是20世紀60年代發(fā)展起來的最重要的射電天文技術(shù)。它采用無線電干涉法，使相距數(shù)千公里的口徑較小的射電望遠鏡的分辨率等效于直徑為望遠鏡間基線長度的射電望遠鏡，使觀測分辨率顯著提高?；赩LBI具有超高空間分辨率和高精度定位的特性，已成為天體物理、天體測量和空間大地測量等領(lǐng)域的核心技術(shù)，特別是在地球定向參數(shù)測定、國際天球參考架與地球參考架的建立與維持、深空探測器的導(dǎo)航定位等方面[1-3]發(fā)揮了不可替代的作用。

VLBI觀測能力依賴于天線口徑的大小，因此許多國家紛紛建立大型射電天文望遠鏡。例如，英國建立直徑66.5 m的固定式拋物面射電望遠鏡和直徑76 m的可轉(zhuǎn)動拋物面射電望遠鏡；美國在波多黎各阿雷西博鎮(zhèn)建設(shè)直徑達305 m的拋物面射電望遠鏡等。我國的射電天文研究在導(dǎo)航和天文研究需求推動下近年有了長足發(fā)展，除了原有上海佘山25 m射電天文望遠鏡和烏魯木齊南山25 m射電天文望遠鏡，近年發(fā)展大口徑天線以適應(yīng)天體物理和深空探測發(fā)展需求，如北京密云50 m，云南昆明40 m，以及亞洲可連續(xù)觀測的最大射電天文望遠鏡上海天馬65 m等相繼建成。2016年7月3日，位于中國貴州省的世界上最大的（500 m）球面射電望遠鏡（FAST）進入測試調(diào)試階段。

然而，VLBI系統(tǒng)運行和維護成本高，大型射電天文望遠鏡在VLBI應(yīng)用方面由于轉(zhuǎn)動速度慢等因素無法滿足天文和測地某些特殊需求，因此新型測地VLBI系統(tǒng)[4]—VLBI2010構(gòu)想因需求而產(chǎn)生：實現(xiàn)臺站坐標單次測量精度1 mm，地球自轉(zhuǎn)參數(shù)能連續(xù)不間斷測量，提升VLBI技術(shù)能力，推動相關(guān)領(lǐng)域的研究工作。2012年VLBI2010更名為VGOS（VLBI全球觀測系統(tǒng)）。根據(jù)國際VGOS系統(tǒng)發(fā)展動態(tài)，中國科學(xué)院國家授時中心建立了符合VGOS技術(shù)規(guī)范的3臺站觀測系統(tǒng)，科研目標是利用VLBI差分觀測實現(xiàn)測軌系統(tǒng)的系統(tǒng)差修正，實現(xiàn)與天球參考架的直接連接以及地球定向參數(shù)的精確連續(xù)測定。

1 VGOS概述

2003年 IVS（International VLBI Service for Geodesy and Astronomy）成立的 WG3（working group 3）工作組明確了下一代測地型VLBI系統(tǒng)的具體規(guī)范。WG3會議提出VLBI2010系統(tǒng)需要達到全球基線1 mm測量精度、地球定向參數(shù)和各站點位置連續(xù)測量、提供24 h以內(nèi)的大地測量結(jié)果，其中最重要任務(wù)為測量UT1和章動。為了促進實施WG3提出的建議，2005年IVS成立了V2C（VLBI2010 Committee）工作組[5-6]，2012年V2C改名為VTC。WG3和V2C提出了一系列建議和建設(shè)規(guī)范：改進儀器、天線小型化、快速自動尋找射電源、寬頻帶觀測、全球合理布設(shè)站點、隨機誤差、系統(tǒng)誤差研究、系統(tǒng)精度以及其性能評估。

V2C的主要任務(wù)包括：進行原型機設(shè)計概念研究，測試寬頻帶概念，利用Monte-Carlo模擬器研究VGOS系統(tǒng)運行的能力并實踐驗證，以及研究分析誤差的處理方法及低信噪比下的相位延遲解算。表1為VGOS系統(tǒng)規(guī)范的主要技術(shù)特征[7]。從表1中可以看出，新一代VLBI系統(tǒng)主要在觀測帶寬，數(shù)據(jù)采集、記錄、傳輸速率，觀測效率以及數(shù)據(jù)處理能力等方面做了較大提升。

表1 VGOS系統(tǒng)主要特征

2012年3月，VLBI2010工程執(zhí)行組V2PEG與V2C提出了VLBI2010全球觀測系統(tǒng)（VGOS，VLBI2010 global observing system）的概念，用來命名新一代VLBI臺站組成的觀測網(wǎng)。2013年，按照VLBI2010標準，中國科學(xué)院國家授時中心著手建設(shè)國內(nèi)第一套VGOS觀測網(wǎng)，在三亞、吉林、喀什建立觀測站，西安為VLBI數(shù)據(jù)處理中心。天線口徑13 m（符合VLBI2010規(guī)范），觀測頻率帶寬為1 GHz。為使得基線測量精度達到1mm，設(shè)計要求觀測射電源的群時延精度約為幾十皮秒，可實現(xiàn)衛(wèi)星和射電源交替觀測。截止到2016年4月，國家授時中心VGOS觀測網(wǎng)己基本建設(shè)完成。

2016年4月17日和4月19日，系統(tǒng)在C波段上對射電源3C84分別進行了單基線（三亞—喀什）窄帶（32 M）和寬帶（512 M）試觀測，得到相關(guān)條紋，表明系統(tǒng)已基本運轉(zhuǎn)正常。

2 VGOS觀測綱要編制

觀測綱要文件（VEX，VLBI experiment），是VLBI系統(tǒng)的總輸入文件，體現(xiàn)觀測方法與研究目標，主要包含根據(jù)任務(wù)需求的觀測計劃、觀測模式包括對射電源觀測模式、衛(wèi)星觀測模式和射電源—衛(wèi)星交替觀測模式按需靈活配置，還包括數(shù)據(jù)采集模式、相關(guān)處理以及系統(tǒng)自動運行的全部配置信息及與觀測相關(guān)的配置參數(shù)。系統(tǒng)具有自動化運行及遠程配置功能，表2列出VEX文件主要參數(shù)[8]。

表2 VEX文件主要參數(shù)

利用SCHED軟件生成觀測綱要文件，SCHED軟件主要用于綜合成圖和相位參考等射電天文觀測。本節(jié)主要介紹常規(guī)射電源、衛(wèi)星觀測以及射電源—衛(wèi)星交替觀測兩種模式的觀測綱要編制方式。

常規(guī)的射電源及衛(wèi)星觀測編制步驟如下：

1）初始key文件

key文件是SCHED的輸入文件，主要信息包括：

① Station Catalog：用于添加“輸入臺站列表”中未包含的各臺站地固系坐標，指向范圍，天線轉(zhuǎn)速，磁盤記錄格式等；

② Source Catalog：用于添加“輸入射電源表”中未包含的射電源位置信息；

③Setup Information：觀測模式設(shè)置，其中觀測模式里包含模式編號，模式定義，數(shù)據(jù)記錄格式，記錄通道數(shù)，采樣比特值，單通道帶寬，參考頻率，本振頻率，極化信息，相位校正信號頻率等信息；

④The Scan：scan可以定義為各觀測臺站對同一目標源同時進行觀測的時間長度。這部分包含觀測起始時間，每一個觀測周期所需要的觀測源（射電源或衛(wèi)星）作為選擇射電源的初始key文件，需要在The Scan后添加常用的觀測源。源表在路徑為sched_11.3/catalogs/source.vlba。

2）計算臺站共視時段

3）key文件的編輯。作為SCHED的輸入文件，key文件需修改的部分除觀測代碼及觀測時間外，重點修改的為觀測模式和scan信息。

① 觀測模式配置：觀測模式分兩種，射電源模式和衛(wèi)星模式。射電源模式參數(shù)設(shè)置見表3，衛(wèi)星觀測模式除通道數(shù)為1以外，其余均保持不變。以C波段為例。

2.1 常規(guī)射電源、衛(wèi)星觀測綱要編制

表3 射電源觀測模式部分參數(shù)設(shè)置

② scan信息編輯：scan信息包含觀測時間、參與觀測臺站、觀測模式、觀測時長、天線轉(zhuǎn)動時間等。例如：

其中，group表示循環(huán)觀測的源的個數(shù)，rep表示循環(huán)次數(shù)，dur表示觀測時間，gap表示預(yù)留天線轉(zhuǎn)動時間。

4）VEX文件生成

key文件編輯完成，在同一路徑下運行命令：sched

這里需要特別說明，VEX文件給出的射電源坐標均以赤經(jīng)赤緯的形式給出，而在設(shè)置衛(wèi)星觀測模式時，注入的是衛(wèi)星的預(yù)報軌道文件，當觀測模式切換至衛(wèi)星模式時，利用衛(wèi)星預(yù)報軌道文件使天線對衛(wèi)星進行跟蹤。

2.2 射電源—衛(wèi)星觀測綱要編制

為了實現(xiàn)GEO衛(wèi)星定軌以及機動后的軌道快速恢復(fù)，需要在衛(wèi)星附近（近角距）選擇強源對其進行差分觀測。在地心天球坐標系下，射電源的位置是確定不動的，而衛(wèi)星是不斷運動的。解決辦法是將衛(wèi)星的地固系預(yù)報軌道投影到天球坐標系上，并選擇滿足近角距要求的射電源，按每分鐘一個節(jié)點輸出對應(yīng)時刻適合觀測的射電源，以此作為觀測計劃的依據(jù)并將其轉(zhuǎn)換為key文件The Scan部分的規(guī)范格式，最后用SCHED生成觀測綱要文件。具體流程如圖1所示。

圖1 衛(wèi)星—射電源交替觀測綱要生成流程

通過上述方法可以得到24 h的衛(wèi)星差分觀測綱要，其中忽略了各臺站對衛(wèi)星以及衛(wèi)星在天球坐標系上投影的視差。3個臺站中，緯度最高為北緯43°，最低為北緯18°，對同步軌道衛(wèi)星及其在天球坐標系上的投影最大視差分別為和（同步衛(wèi)星與臺站經(jīng)度相同），雖然選擇射電源與衛(wèi)星最大夾角在某一固定值范圍內(nèi)，如角距小于，但優(yōu)先選擇與衛(wèi)星角距最小的射電源，在實際觀測當中，基本滿足觀測需求。

3 觀測及相關(guān)處理結(jié)果

利用第2節(jié)提到的實現(xiàn)衛(wèi)星差分觀測的方法，在2016年11月2日進行了觀測試驗，利用DiFX對觀測結(jié)果進行了相關(guān)處理并用HOPS軟件畫圖，過程及結(jié)果如下。

3.1 差分觀測

2016年11月2日進行了衛(wèi)星—射電源交替觀測，觀測代碼為t61102，目標衛(wèi)星為中星12，觀測起始時間為03:49:00（UT），整個觀測持續(xù)1 h。通過計算在對應(yīng)時間段內(nèi)選取的射電源為3C273B和3C279，與衛(wèi)星角距小于10°，觀測頻段為C波段，總計91個scan，觀測配置信息如表4所示。

表4 t61102參數(shù)配置

依據(jù)第2.2節(jié)中提到的原理，利用腳本生成scan信息，最后利用SCHED生成觀測綱要文件，待觀測結(jié)束后利用DiFX進行相關(guān)處理。

3.2 相關(guān)處理結(jié)果

DiFX（Distributed FX）是目前使用最廣泛的軟件相關(guān)處理機。其相關(guān)處理流程主要分為兩個過程：首先基于臺站進行整數(shù)時延補償、條紋旋轉(zhuǎn)、FFT和小數(shù)時延補償；其次基于基線進行交叉相乘和積分累加，輸出可見度數(shù)據(jù)。DiFX處理機概念最早受Swinb-urne大學(xué)脈沖星觀測數(shù)據(jù)記錄和處理的CSRP2系統(tǒng)啟發(fā)，2005年由Deller博士在Swinb-urne大學(xué)開發(fā)的DiFX軟件相關(guān)處理機，逐步替換了ATNF S2硬件相關(guān)處理機[9-11]。

在相關(guān)處理之前需要先從各臺站的格式器獲取鐘差文件，并計算鐘速。將鐘差、鐘速信息添加到clock.v2d文件中，再進行相關(guān)處理。通常在初次相關(guān)處理之后單通道時延較大，此時應(yīng)讓各臺站的鐘差加上或者減去HOPS輸出的單通道時延（single band delay，SBD）后，在此進行相關(guān)，使得SBD盡量低于0.1。此外，DiFX中只包含射電源的計算模型（遠場時延模型，L Plank，2013），對于衛(wèi)星等近場目標源需要先計算其時延模型[8]，然后在處理衛(wèi)星scan時替換掉原有的射電源模型。

相關(guān)處理之后選取了中間結(jié)果較理想的第29，30，31 3個觀測，其中scan29目標為衛(wèi)星，scan30目標為射電源3C273B，scan31目標為射電源3C279。scan的具體信息列于表5。

表5 scan具體信息

處理結(jié)果：圖2，圖3和圖4為中星12號衛(wèi)星下行信號在各條基線上的相關(guān)條紋及SBD，表6為scan29相關(guān)處理結(jié)果統(tǒng)計；圖5，圖6和圖7為射電源3C273B在各條基線上的相關(guān)條紋及SBD，表7為scan30相關(guān)處理結(jié)果統(tǒng)計；圖8，圖9和圖10為射電源3C279在各條基線上相關(guān)條紋及SBD，表8為scan31相關(guān)處理結(jié)果統(tǒng)計。

圖2 吉林—喀什基線衛(wèi)星單通道時延及相關(guān)條紋

圖2中左圖橫軸為時延，單位為μs，右圖橫軸為帶寬，單位為MHz，深色為相位，淺色為幅度，兩圖縱軸為無量綱。下同。

圖3 吉林—三亞基線衛(wèi)星單通道時延及相關(guān)條紋

圖4 喀什—三亞基線衛(wèi)星單通道時延及相關(guān)條紋

圖5 吉林—喀什基線3C273B單通道時延及相關(guān)條紋

圖6 吉林—三亞基線3C273B單通道時延及相關(guān)條紋

圖7 喀什—三亞基線3C273B單通道時延及相關(guān)條紋

圖8 吉林—喀什基線3C279單通道時延及相關(guān)條紋

圖9 吉林—三亞基線3C279單通道時延及相關(guān)條紋

圖10 喀什—三亞基線3C279單通道時延及相關(guān)條紋

表6 衛(wèi)星相關(guān)處理結(jié)果統(tǒng)計

表7 3C273B相關(guān)處理結(jié)果統(tǒng)計

表8 3C279相關(guān)處理結(jié)果統(tǒng)計

續(xù)表8

4 討論與總結(jié)

本次試驗得到了較為理想的衛(wèi)星、射電源相關(guān)條紋，驗證了衛(wèi)星—射電源差分觀測的觀測綱要編制放方法的可行性，并且群時延均在50 ps以下，基本達到設(shè)計要求。由表7和表8可以看出，包含喀什站的基線信噪比相對較低，不包含喀什站的基線信噪比較高，這是由于喀什站附近存在較大的干擾造成的。另外依據(jù)本次試驗的觀測結(jié)果，也可以對各臺站天線的系統(tǒng)等效流量密度（system equivalent flux density，SEFD）進行評估。因為3個臺站的設(shè)備均一致，所以認為3個臺站的SEFD相等。SEFD計算公式如下：

式（1）中，F(xiàn)為源對應(yīng)波段的流量密度；SNRS為基線信噪比；B為帶寬；chN為通道數(shù)；intT為積分時間[12]。

利用式（1）以及表8三亞—吉林基線的數(shù)據(jù)可得天線在C波段下的SEFD為4129Jy，表9列出了部分國際觀測站在S/X波段的SEFD。

表9 部分國際臺站的系統(tǒng)等效流量密度

表9給出的是各臺站在S/X波段的SEFD，而此次觀測是在C波段上，由式（1）可知，天線的SEFD和目標源的流量密度F是線性關(guān)系，而射電源3C273B在S，C，X波段的流量密度分別為2.256Jy，3.490Jy，2.632Jy（rfc_2016d_cat）。但考慮到基線信噪比SNR會隨著流量密度的變化而變化，大致可以判斷國家授時中心VGOS觀測網(wǎng)臺站的SEFD約為4 000左右。與表9列出的部分國際臺站的SEFD情況比較可以看出，國家授時中心VGOS天線的SEFD大致與部分國際臺站相近。

本文主要介紹了中國科學(xué)院國家授時中心按VGOS要求建立的國內(nèi)第一套測地型VLBI系統(tǒng)，并對編寫觀測綱要（VEX）文件做了較為詳細的說明。其中主要介紹常規(guī)射電源、衛(wèi)星觀測綱要編制以及衛(wèi)星差分觀測綱要編制。并利用DiFX相關(guān)處理軟件對2016年11月2日的衛(wèi)星差分觀測數(shù)據(jù)進行相關(guān)處理，得到衛(wèi)星及射電源的相關(guān)條紋。通過此次實驗表明國家授時中心VLBI2010觀測網(wǎng)基本建立完成，達到正常觀測需求，經(jīng)過不斷的努力，最終系統(tǒng)可以達到高精度、常規(guī)化運轉(zhuǎn)狀態(tài)。為未來我國在測地與航天器定位方面提供有力支持。

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