孫 焱，張 波，舒逢春

(1.中國科學院上海天文臺，上海200030； 2.中國科學院大學，北京100049)

1 引 言

人造地球衛(wèi)星的常規(guī)跟蹤定位技術基于雷達測距和多普勒測速技術。這兩種技術可以直接測量衛(wèi)星的徑向距離和速度，但是對橫向方向位置及速度不敏感。隨著地球衛(wèi)星在資源、導航定位、授時、跟蹤及數(shù)據(jù)中繼等經(jīng)濟和軍事領域的作用增強，以及對衛(wèi)星定位精度要求越來越高，常規(guī)的測距測速技術已經(jīng)無法滿足實際需求。為了解決傳統(tǒng)測量技術精度低的問題，中外學者對衛(wèi)星測量新技術進行一系列理論和實驗研究。

甚長基線干涉測量(very long baseline interferometry, VLBI)技術自20世紀60年代誕生以來，被廣泛應用于天文、測地及航天等多個研究領域。在天文和測地領域，VLBI 技術是目前世界上精度最高的一種空間測量技術。在航天領域，VLBI 技術應用最早可以追溯到20世紀70年代，主要被用于各種人造天體的追蹤定位[1]，如旅行者系列飛船[2]、伽利略飛船、海盜號飛船[3]、火星全球勘探者和火星奧德賽(Mars Odyssey)探測器等的導航。與傳統(tǒng)測量技術相比，VLBI 技術具有高精度、高分辨率和多用途的特點；只需要接受下行信號，不需要關注上行信號，觀測很短時間便可得到高信噪比的觀測量；利用兩條基線同時觀測，通過觀測時延和時延率就可以解算衛(wèi)星的位置及速度。同時VLBI 技術對于垂直于視線方向的位置變化有很高的敏感度，解決了傳統(tǒng)測量技術精度低的問題。正是由于VLBI 技術有著這些常規(guī)測量技術無法替代的技術優(yōu)勢，因此，它在人造衛(wèi)星觀測定位方面具有非常廣泛的應用前景。

本文第2 章主要介紹衛(wèi)星VLBI 觀測基本原理，以及衛(wèi)星VLBI 觀測與常規(guī)VLBI 觀測的差異；第3 章主要介紹目前衛(wèi)星VLBI 觀測研究進展。最后總結(jié)了目前衛(wèi)星VLBI 觀測研究存在的問題，并對將來的研究內(nèi)容提出一些設想。

2 衛(wèi)星VLBI觀測介紹

2.1 VLBI觀測基本原理

VLBI 的基本觀測量是時延，一般時延可以描述為：

其中，τ為VLBI 觀測時延，τg為僅由射電源與臺站位置差異引起的射電源信號到達兩臺站的時間差，即幾何時延，τerr為包括電離層、中性大氣、鐘差和儀器誤差等各種系統(tǒng)誤差以及VLBI 測量的隨機誤差對時延的貢獻[4]。

圖1 衛(wèi)星差分VLBI 觀測示意圖

對于衛(wèi)星VLBI 觀測一般采用的是差分VLBI 觀測，如圖1 所示。所謂差分VLBI 觀測[5]就是利用VLBI 技術，通過同時或交替跟蹤多個射電源，來獲取射電源間的精確角距。如包含目標源(衛(wèi)星)和參考源(河外射電源)的一組射電源，由于目標和參考源(有時也稱校準源)的觀測方向十分接近，兩者的非幾何時延中有一些成分幾乎相同，如鐘差、儀器時延等。另外一些有關空間方向的成分，如電離層時延和中性大氣時延等也可以近似認為是相同的。一般對衛(wèi)星進行觀測時，選取目標衛(wèi)星附近位置精確已知的河外射電源作為參考源進行準同時觀測，再將兩者觀測量進行差分以消除兩者共同的誤差影響，由此可以獲取衛(wèi)星與參考源精確的相對位置。差分VLBI 觀測時延可以表示為：

理論上利用3 個以上VLBI 測站同時進行觀測，通過式(4)就可以算出目標空間坐標分量。

2.2 衛(wèi)星VLBI觀測及數(shù)據(jù)處理

2.1 節(jié)主要介紹了VLBI 觀測的原理，本節(jié)主要對VLBI 觀測綱要編制、衛(wèi)星跟蹤方法及數(shù)據(jù)處理進行簡單介紹。

2.2.1 觀測綱要編制及天線跟蹤方法

在每次VLBI 觀測實驗之前，人們都會進行實驗設計，即觀測綱要編制。衛(wèi)星VLBI 觀測綱要編制時主要考慮因素包括臺站網(wǎng)、觀測歷元、校準源選取和觀測目標的方位角和高度角，以及觀測需要確定的參數(shù)等。為了能夠得到理想的觀測結(jié)果，根據(jù)各個臺站分布，確定可以充分利用的臺站觀測網(wǎng)。觀測歷元必須有足夠多的時間，并需要確定衛(wèi)星和參考源最合適的觀測時間。參考源選取原則上是選取與衛(wèi)星角距離較小且位置精確已知的河外射電源，衛(wèi)星及參考源的位置數(shù)據(jù)事先確定并可以直接使用。隨著相關研究發(fā)展，衛(wèi)星VLBI 觀測綱要編制的軟件正在開發(fā)當中。

在常規(guī)的VLBI 觀測中，在所有參加觀測的VLBI 測站運行期間，觀測目標(即射電源的位置)在天球參考架下被假設固定不變，所以在觀測期間，天線僅需要隨地球的自轉(zhuǎn)緩慢跟蹤射電源即可。由衛(wèi)星VLBI 觀測可知，相對于遙遠射電源，衛(wèi)星的運動速度較快。因此，參與觀測的臺站天線需要對衛(wèi)星進行跟蹤，國外采用“stepwise”方法[6]跟蹤衛(wèi)星，如圖2所示，即事先將衛(wèi)星軌道轉(zhuǎn)化為一系列不同的赤道坐標數(shù)據(jù)輸入到臺站天線控制文件中，在觀測目標衛(wèi)星時根據(jù)文件中坐標數(shù)據(jù)在規(guī)定時間間隔內(nèi)天線重新定位衛(wèi)星的位置。國內(nèi)通常采用直接給臺站天線提供不同觀測時刻衛(wèi)星的方位與俯仰角[7]的方法，實現(xiàn)對衛(wèi)星進行跟蹤觀測。

圖2 stepwise 方法基本原理[6]

2.2.2 衛(wèi)星VLBI 觀測數(shù)據(jù)相關處理

臺站原始觀測數(shù)據(jù)的相關處理直接影響整個VLBI 觀測結(jié)果，所以相關處理機軟件是VLBI 觀測系統(tǒng)中重要的組成部分。DiFX (D istributed FX Correlator)軟件是2006年由澳大利亞Adam Deller 博士開發(fā)的一款VLBI 數(shù)據(jù)相關處理軟件。DiFX[8,9]是一款開源的軟件，具有靈活、移植性高、計算速率高等特點，是目前十分成功的相關處理軟件之一。軟件發(fā)布之后應用廣泛，許多科研機構(gòu)對其進行完善和發(fā)展。目前美國甚長基線陣列(Very Long Baseline Array, VLBA)，德國馬普射電天文研究所，澳大利亞國立天文臺，韓國VLBI 網(wǎng)以及中國VLBI 網(wǎng)(Chinese VLBI network, CVN)相繼使用DiFX 作為VLBI 數(shù)據(jù)相關處理軟件。下面以DiFX 相關處理軟件為例，介紹衛(wèi)星VLBI 觀測數(shù)據(jù)相關處理過程。使用DiFX軟件進行數(shù)據(jù)相關處理需要進行一些準備工作，確保軟件運行順利。除了各個臺站的觀測數(shù)據(jù)外，DiFX 軟件需要一個Vex 文件，即VLBI 觀測綱要文件，該文件主要提供觀測的各種信息，包括觀測時間、觀測目標、校準源位置、臺站信息、觀測頻率、頻段等。另外，在Vex 文件中，人們會添加各個臺站觀測記錄的時鐘信息，以提供各個觀測臺站的鐘差鐘速修正信息以及觀測時段相應的地球自轉(zhuǎn)參數(shù)。在準備結(jié)束后就可以運行DiFX 進行數(shù)據(jù)相關處理。首先運行DiFX 的子程序vex2difx 讀取Vex 文件信息，然后運行程序calcif2 生成相關文件，其中包括了基線投影、幾何延遲、干涉模型等信息，最后通過相應的命令startdifx 運行程序，生成相關處理結(jié)果文件。需要注意的是，由于DiFX 采用標準(射電源)模型來處理數(shù)據(jù)[10]，所以需要將其替換成適用于衛(wèi)星VLBI 觀測的模型。

優(yōu)化全額撥款事業(yè)單位的資產(chǎn)管理工作對于事業(yè)單位實現(xiàn)其價值有重要的意義，本文發(fā)現(xiàn)強化財務管理理念、建立固定資產(chǎn)問責制、嚴格資產(chǎn)對外投資活動以及構(gòu)建預算和財務管理學結(jié)合的財務管理框架是重要的提高措施。希望這一系列的手段可以保障國有資產(chǎn)，提高資產(chǎn)使用效率。

圖3 衛(wèi)星信號路徑圖示意圖

2.3 衛(wèi)星VLBI觀測與常規(guī)的VLBI觀測差異

由于河外射電源與VLBI 測站距離非常遠，所以信號波前傳播到地面臺站的路徑被視為平行的。與河外射電源相比，人造地球衛(wèi)星距離測站較近，信號傳播路徑不能簡單視為平行。如圖3 所示，人造地球衛(wèi)星相對于河外射電源的角速度非?？?，對于選取合適的參考源具有一定難度。

同時常規(guī)的河外射電源VLBI 觀測是通過VLBI 網(wǎng)持續(xù)觀測一組河外射電源，從而解算出測站坐標、源坐標及地球定向參數(shù)(earth orientation parameters, EOP)等；對于衛(wèi)星VLBI 觀測，假設已知精確的測站坐標、EOP 等參數(shù)，一般利用兩條近似正交基線同時觀測，通過觀測時延和時延率就可以解算衛(wèi)星的位置及速度。基線越多，則對衛(wèi)星各個方向的約束越好，越有利于衛(wèi)星位置解算精度的提高。

在觀測數(shù)據(jù)誤差修正方面，常規(guī)的測地VLBI 觀測通過較長時間對河外射電源的持續(xù)觀測，在保證對源與站坐標、EOP 等測量參數(shù)解算精度的同時，還可以對大氣時延誤差和鐘差等進行解算。對于衛(wèi)星VLBI 觀測，由于觀測目標一般為單個而且觀測受多因素影響，所以可以求解的測量參數(shù)較少，往往將站坐標及EOP 等參數(shù)視為精確已知。一般利用與位置精確已知的河外射電源差分觀測修正大氣時延誤差、鐘差及儀器差等。

通過從射電參考源選取、信號傳播路徑、觀測方式及觀測誤差修正方面的比較，可以看出衛(wèi)星VLBI 觀測與常規(guī)VLBI 觀測有著較大差別。特別是誤差修正方面，衛(wèi)星VLBI 觀測往往需要與鄰近射電源進行差分。

3 衛(wèi)星VLBI觀測研究進展

根據(jù)衛(wèi)星軌道高度，用于VLBI 觀測的地球衛(wèi)星主要有三類：高軌道衛(wèi)星、中軌道衛(wèi)星以及低軌道衛(wèi)星。目前VLBI 技術用于衛(wèi)星觀測研究還處于探索階段，并沒有太多的觀測實例。隨著地球衛(wèi)星VLBI 觀測研究不斷深入和發(fā)展，VLBI 將在衛(wèi)星定位定軌方面起到重要的作用。

3.1 高軌道衛(wèi)星

地球同步衛(wèi)星是運行在地球同步軌道上的人造衛(wèi)星，衛(wèi)星距離地球的高度約為3.6×104km。早期地球同步衛(wèi)星對軌道精度要求并不高，百米級精度就可以保證衛(wèi)星正常工作運行。隨著同步衛(wèi)星在通訊、授時、氣象、廣播電視、數(shù)據(jù)中繼等方面作用逐漸增強，對于軌道精度要求越來越高。例如：美國航空航天局(National Aeronautics and Space Administration,NASA)的跟蹤和數(shù)據(jù)中繼同步衛(wèi)星(TDRS)[1]為了實現(xiàn)對低軌道衛(wèi)星精確定位，要求提高同步衛(wèi)星的軌道精度到米級；在靜止軌道上建立軌道深空中繼站(ODSRS)的定位精度要求為米級；我國導航系統(tǒng)為了滿足衛(wèi)星導航需求也需要同步衛(wèi)星高精度的定軌[11]。

1982年，Yunck 和Wu[12]利用雙基線差分VLBI 對同步衛(wèi)星(TDRS)進行定軌研究，結(jié)果表明，精度可以達到米級，基本可以滿足低軌衛(wèi)星導航要求。1984年，Shiomi[13]對地球同步通訊衛(wèi)星(CS)進行類似的跟蹤觀測，其時延殘差大約在2 ns，利用觀測量進行衛(wèi)星定軌，精度大約在百米級；同時通過定軌精度分析以及模擬研究證明了差分VLBI 地球同步衛(wèi)星高精度定軌的實用性。1986年，Shiomi 等人[14]采用差分VLBI 方法對地球同步衛(wèi)星DSCS-II 位置精度進行研究，研究討論了隨機觀測誤差、時延誤差、臺站位置和校準源位置誤差。通過衛(wèi)星與校準源信號的觀測數(shù)據(jù)處理，采用差分方法得出了地球同步衛(wèi)星定軌精度可以達到米級。研究還指出為了獲取更精確的結(jié)果，需要對大氣模型誤差進行修正。

2003年在上海、烏魯木齊和昆明站，舒逢春等人[15]開展了對地球同步衛(wèi)星的首次差分VLBI 觀測。此次觀測克服了衛(wèi)星觀測特殊性的困難，成功地獲得了衛(wèi)星信號的干涉條紋。圖4 為上海-烏魯木齊基線上衛(wèi)星信號干涉條紋?；跅l紋擬合的結(jié)果和系統(tǒng)差分析，他們估算出雙差單向測距的總誤差約為41 cm，雙差單向測速的總誤差約為0.148 mm/s，相當于在地球同步軌道上8 m 的位置誤差，2.8 mm/s 的速度誤差。此次觀測試驗雖然成功獲取了地球同步衛(wèi)星信號的干涉條紋，但是由于昆明站設備問題，僅實現(xiàn)單基線VLBI 觀測。

2006年杜蘭等人[16,17]聯(lián)合測距跟蹤網(wǎng)與VLBI 觀測資料對同步衛(wèi)星定軌進行了數(shù)值模擬研究。研究中，他們采用測距網(wǎng)數(shù)據(jù)和附加VLBI 數(shù)據(jù)的測距網(wǎng)數(shù)據(jù)分別對衛(wèi)星進行定軌計算。圖5 給出兩種數(shù)據(jù)定軌計算結(jié)果。研究結(jié)果表明，僅利用中國VLBI 網(wǎng)少量的同步衛(wèi)星觀測數(shù)據(jù)可以減小測距網(wǎng)偏差對定軌精度的影響，使軌道切向分量的精度提高1～2 個數(shù)量級，從而在整體上使地球同步衛(wèi)星的軌道精度從百米至數(shù)十米量級提高到米級。

圖4 上海-烏魯木齊基線衛(wèi)星信號在頻域上的干涉條紋[15]

圖5 a)僅測距網(wǎng)數(shù)據(jù)計算結(jié)果；b)附加VLBI 數(shù)據(jù)計算結(jié)果[16]

2011年，黃勇等人[11]利用CVN 的4 個VLBI 站對地球同步導航衛(wèi)星進行了連續(xù)24 h的跟蹤觀測研究試驗，采用了衛(wèi)星的S 波段信號成功獲得VLBI 觀測數(shù)據(jù)資料。綜合了VLBI觀測數(shù)據(jù)和轉(zhuǎn)發(fā)式測距數(shù)據(jù)進行衛(wèi)星定軌后分析，VLBI 時延測量精度約為3.6 ns，時延率精度約4×10?3。單獨使用測距數(shù)據(jù)定軌與綜合測距數(shù)據(jù)和VLBI 數(shù)據(jù)定軌結(jié)果對比分析(如圖6 所示)，發(fā)現(xiàn)利用測距數(shù)據(jù)定軌軌道徑向方向位置誤差較小，軌道誤差主要來自橫向方向。單獨使用VLBI 觀測數(shù)據(jù)定軌與綜合定軌結(jié)果對比分析，如圖7 所示，發(fā)現(xiàn)軌道的三維位置誤差在15 m 左右，但徑向方向位置誤差明顯偏大。綜合以上結(jié)果表明，利用VLBI 數(shù)據(jù)與測距數(shù)據(jù)聯(lián)合定軌，VLBI 數(shù)據(jù)定軌橫向約束高、徑向約束較差與測距數(shù)據(jù)定軌橫向約束差、徑向約束高可以形成互補，從而提高對同步衛(wèi)星整體的定軌精度。

圖6 測距定軌與聯(lián)合定軌結(jié)果對比[11]

圖7 VLBI 數(shù)據(jù)定軌與聯(lián)合定軌結(jié)果對比[11]

2017年8月，國家授時中心所屬長春、喀什和三亞VLBI 站，對中星12 號地球同步軌道衛(wèi)星開展了VLBI 試驗觀測[18]，試驗中射電源觀測采用512 MHz 帶寬，中星12 衛(wèi)星采用32 MHz 帶寬，進行差分觀測，試驗結(jié)果表明中星12 號衛(wèi)星時延測量精度優(yōu)于0.2 ns。此次VLBI 試驗觀測的同時，也采用轉(zhuǎn)發(fā)式測定軌技術(orbit observation and determination via transfer, OODT)開展觀測，并進行2 h 觀測弧段的短弧定軌。試驗結(jié)果表明，與單獨的ODTT 短弧定軌結(jié)果相比，聯(lián)合定軌的軌道精度改進17%。使用2 h 的ODTT 和VLBI 觀測的聯(lián)合短弧定軌結(jié)果，與4 h 的單獨ODTT 定軌精度相當。

雙星計劃的“探測一號”是中國發(fā)射的一顆大橢圓軌道衛(wèi)星，遠地點高度比地球同步軌道高了一倍多，主要用于探測近地磁尾區(qū)的磁層空間暴過程及向陽面磁層頂區(qū)太陽風能量向磁層中的傳輸過程。2004年在修復了昆明站設備問題后，舒逢春等人[19]利用CVN 對“探測一號”衛(wèi)星進行觀測并成功獲取了3 條基線的衛(wèi)星VLBI 觀測資料，這是世界上首次獲取到的大橢圓軌道衛(wèi)星的實測VLBI 資料。2006年黃勇等人[20]利用舒逢春等人獲取的觀測資料對“探測一號”衛(wèi)星進行定軌，探討了VLBI 定軌的能力，并分別利用VLBI 時延數(shù)據(jù)和時延率數(shù)據(jù)進行衛(wèi)星定軌，結(jié)果表明，使用VLBI 定軌擬合精度比測控部門的初軌的精度提高不少。他們利用衛(wèi)星軌道和觀測條件模擬VLBI 觀測數(shù)據(jù)并進行數(shù)值模擬分析，然后在不考慮動力學模型誤差情況下利用VLBI 數(shù)據(jù)進行定軌，結(jié)果發(fā)現(xiàn)精度大約為百米級，衛(wèi)星定軌誤差如圖8 a)所示。在考慮太陽輻射壓模型誤差情況下重新利用VLBI 數(shù)據(jù)進行定軌，其結(jié)果精度在千米級，衛(wèi)星定軌誤差如圖8 b)所示。由此可以得出，實際利用VLBI 數(shù)據(jù)定衛(wèi)星軌道的位置精度可能要差于千米量級。如圖9 所示，在考慮太陽輻射壓模型誤差情況下進行VLBI 與測距數(shù)據(jù)聯(lián)合定軌，結(jié)果發(fā)現(xiàn)精度在百米級，精度提高了約一個量級。

圖8 a)無動力學模型的定軌誤差；b)考慮太陽輻射壓模型的定軌誤差[20]

圖9 VLBI 與測距數(shù)據(jù)聯(lián)合定軌的精度[20]

3.2 中軌道衛(wèi)星

文中所指的導航衛(wèi)星是距離地球表面2×103～2×104km 的地球衛(wèi)星。隨著導航衛(wèi)星在各個領域發(fā)揮越來越重要的作用，其定位精度要求也越來越高。近些年諸多學者對GNSS 衛(wèi)星VLBI 觀測展開了一系列研究。利用VLBI 觀測GNSS 衛(wèi)星這個想法是在21世紀初提出的，2001年Brian 在IVS (the International VLBI Service for Geodesy and Astrometry)首次提出利用差分VLBI 觀測GPS 衛(wèi)星相位中心位置的可能性，并主要討論了衛(wèi)星VLBI 觀測技術、觀測校準源選取及觀測誤差修正等問題[10]。之后類似于Barsever 等人[21]在2009年提出通過在微小衛(wèi)星裝置上搭載GNSS, SLR, DORIS 以及VLBI 的傳感器，實現(xiàn)融合多個空間大地測量技術來得到地球參考架的目標，即GRASP (Geodetic Reference Antenna in Space)設想，激發(fā)了諸多學者利用VLBI 觀測GNSS 衛(wèi)星的研究興趣。

由于GNSS 衛(wèi)星信號波段是在L 波段，要求進行VLBI 觀測的射電望遠鏡需要裝載L波段接收機而不是常用的S/X 波段信號接收機，所以歐洲大多數(shù)的觀測試驗選擇在Onsala(瑞典)，Medicina (意大利)和Wettzell (德國)3 個站進行。2010年Tornatore 等人[22,23]在Medicina 和Onsala 兩站進行GLONASS 衛(wèi)星差分VLBI 觀測試驗，成功觀測了3 顆GLONASS 衛(wèi)星。通過處理衛(wèi)星和校準源的VLBI 觀測數(shù)據(jù)，獲得了衛(wèi)星和校準源的干涉條紋，如圖10 所示。為了證明數(shù)據(jù)相關處理的可行性，對觀測數(shù)據(jù)進行延遲模型改正并得到了衛(wèi)星和校準源的時延殘差，如圖11 所示。此次觀測試驗結(jié)果成功證明了VLBI 觀測GNSS衛(wèi)星是可行的。

圖10 校準源3C286 與衛(wèi)星PR21 干涉條紋[22]

圖11 校準源3C286 與衛(wèi)星PR21 的時延殘差[23]

2014年，Haas 等人[24]在Onsala-Wettzell 進行GLONASS 衛(wèi)星的VLBI 觀測試驗，并成功實現(xiàn)8 顆GLONASS 衛(wèi)星的交替觀測。與之前觀測實驗不同，他們采用了VieVs 軟件的衛(wèi)星模塊生成觀測綱要文件。VieVs 軟件首先計算目標衛(wèi)星位置，檢查在規(guī)定時間特定VLBI 測站是否可以觀測；然后檢查觀測的限制，如天線轉(zhuǎn)動速度等，再選取適合的校準源；最后生成觀測所需控制文件。觀測數(shù)據(jù)相關處理是由軟件DiFX 進行的，通過Fourfit軟件進一步處理，得到了8 顆GLONASS 衛(wèi)星的干涉條紋。同時還對兩天觀測到的信噪比(signal-to-noise ratio, SNR)值進行了對比，發(fā)現(xiàn)21 號比16 號的SNR 明顯要小并且相關處理相位和幅值也更差。圖12 給出兩個觀測時段觀測衛(wèi)星的SNR。Haas 等人認為這是由于21 號觀測衛(wèi)星信號接受端采用更高信號衰減造成的。另外他們還對觀測相關處理結(jié)果數(shù)據(jù)采用不同時長進行測試，結(jié)果證明只需要短時間觀測就可以得到足夠信噪比的觀測數(shù)據(jù)。

圖12 兩個觀測時段8 顆衛(wèi)星信號的SNR[24]

2015年，Hellerschmied 等人[6,25]利用Tornatore 等人獲得的衛(wèi)星VLBI 觀測數(shù)據(jù)，在澳大利亞的Hobart 和Ceduna 進行了GNSS 衛(wèi)星VLBI 觀測試驗，成功觀測了GLNOASS和GPS 衛(wèi)星。 Hellerschmied 等人采用了VieVs 的衛(wèi)星模塊制定觀測計劃，觀測數(shù)據(jù)相關處理主要由DiFX 進行，觀測信號干涉條紋擬合由AIPS 和Fourfit 完成。圖13 所示，他們把7月24日相關處理后衛(wèi)星觀測時延數(shù)據(jù)與在VieVs 中先驗模型計算時延數(shù)據(jù)進行對比，發(fā)現(xiàn)各個衛(wèi)星時延變化范圍為1～4 ns；對一顆衛(wèi)星不同觀測時段的時延變化進行分析，其均方誤差為10～100 ps。此次研究表明，利用規(guī)劃、觀測、數(shù)據(jù)獲取及已成功建立起的相關處理衛(wèi)星VLBI 觀測程序，可以用于實際的衛(wèi)星VLBI 觀測。

2015—2016年期間，Plank 等人[10]在澳大利亞的Hobart 和Ceduna 進行GNSS 衛(wèi)星VLBI 觀測研究。首次跟蹤測試觀測于2015年6月進行，同年8月又進行了兩次測試觀測，最后的觀測試驗于2016年5月完成。此次VLBI 觀測GNSS 衛(wèi)星試驗包括從觀測規(guī)劃到觀測數(shù)據(jù)分析的整個過程，Plank 等人利用已有的程序、設備及軟件，盡最大努力完善精簡這個過程。綜合之前的觀測研究，Plank 等人采用軟件VieVs 首次實現(xiàn)了自動調(diào)度衛(wèi)星與校準源觀測；在觀測方面，對觀測天線、觀察頻率設置、衛(wèi)星跟蹤及信號進行了相應的調(diào)整和改善；在觀測數(shù)據(jù)處理方面，相關處理使用了DiFX 最新版本，條紋擬合使用了AIPS，還使用了Haystacky 天文臺后處理系統(tǒng)的fourfit。由于參考源時延數(shù)據(jù)精度較差，后處理僅對衛(wèi)星觀測數(shù)據(jù)進行分析，分析結(jié)果顯示，對于5 min 觀測時延精度，L1 波段比L2 波段高。他們認為該結(jié)果的產(chǎn)生原因可能是，衛(wèi)星觀測信號在L1 波段，信噪比高且穩(wěn)定；而在L2 波段較低，且易變。在數(shù)據(jù)分析方面，Plank 等人采用已開發(fā)的VieVs 組件VieVS2tie 對衛(wèi)星觀測數(shù)據(jù)進行測試。提取兩個觀測時段衛(wèi)星數(shù)據(jù)進行分析，其時延殘差約8 ns。如圖14 所示，利用時延殘差分別根據(jù)觀測時間和衛(wèi)星平均仰角作圖，發(fā)現(xiàn)同一衛(wèi)星仰角越小，其時延數(shù)據(jù)殘差越大，從而推斷可能與信號傳播介質(zhì)有關，比如電離層。使用GNSS 觀測所得全球總電子含量分布圖對觀測時延進行電離層修正，結(jié)果顯示時延殘差降至4 ns。之后為了進一步研究采用了更精確的電離層模型進行修正，得到的時延殘差精度比之前修正結(jié)果更高(見圖15)。

圖13 時延隨時間的變化[6]

圖14 a)時延殘差與時間的關系；b)時延殘差與衛(wèi)星仰角的關系[10]

圖15 兩種電離層改正后時延殘差結(jié)果[10]

3.3 低軌道衛(wèi)星

APOD(Atmospheric Density Detection and Precise Orbit Determination)衛(wèi)星是一顆具有雙頻GNSS (GPS/BD)接收機、SLR 反射器和VLBI X/S 雙波段信標的低軌道衛(wèi)星。2016年Sun 等人[26]對低軌道地球衛(wèi)星APOD 進行VLBI 觀測研究。為了克服低軌衛(wèi)星觀測的困難，他們進行了多次準備測試。觀測綱要的編制采用常用的VieVs 軟件；為了跟蹤快速運行低軌衛(wèi)星，天線控制軟件采用了多種模式來測試，最后采用了以時間標記的衛(wèi)星Az/El 位置列表輸入天線控制來跟蹤衛(wèi)星。在觀測數(shù)據(jù)處理中，由于相關處理模型采用的APOD 衛(wèi)星星歷精度較低，因此他們采用了stepwise 方法，通過APOD 載波信號和DOR 信號互相關獲取觀測衛(wèi)星信號干涉條紋，結(jié)果如圖16 所示。相關處理輸出時延測量精度S 波段為0.6 ns，X波段為0.1 ns。Sun 等人首次成功地利用VLBI 技術觀測了低軌道地球衛(wèi)星，這對于未來實現(xiàn)用多空間測量技術觀測地球衛(wèi)星有著重要意義。

圖16 某觀測時段衛(wèi)星信號干涉條紋[26]

4 存在的問題

由于地球衛(wèi)星與傳統(tǒng)河外射電源觀測存在著許多不同之處，人們在進行衛(wèi)星VLBI 觀測研究的過程中，不可避免地遇到一些問題。早期由于儀器設備等問題，只有少數(shù)的測站天線具備觀測衛(wèi)星的條件；目前隨著儀器設備的不斷更新和改進，越來越多的VLBI 測站具備了觀測衛(wèi)星的能力。同時有的地球衛(wèi)星上也裝載了專門的VLBI 信標，但是目前類似的衛(wèi)星并不普遍，這對于衛(wèi)星VLBI 觀測研究有一定的影響。

在觀測綱要編制方面，由于沒有專門應用于衛(wèi)星的觀測綱要編制軟件工具，觀測綱要編制需要耗費大量時間。同時由于不同類型VLBI 觀測的要求不同，觀測綱要編制變得越來越困難。為了克服這些困難，Vienna VLBI 軟件VieVs 開發(fā)了用于編制衛(wèi)星VLBI 觀測綱要專用模塊，此模塊根據(jù)輸入臺站、觀測時間、衛(wèi)星等相關參數(shù)檢查以下三個方面：觀測天線是否可觀測衛(wèi)星，衛(wèi)星與太陽間距離是否超出閾值，觀測天線是否具備足夠跟蹤衛(wèi)星的能力。最后獲得控制VLBI 天線和臺站設備的VEX 文件。目前研究結(jié)果顯示，在獲得必要的先驗觀測以及確定觀測要求情況下，VieVs 可以實現(xiàn)自動編制GNSS 衛(wèi)星和射電源的組合觀測。但是由于不同的臺站具有不同的天線控制系統(tǒng)，目前該軟件的功能無法廣泛用于衛(wèi)星VLBI觀測綱要。

在觀測跟蹤衛(wèi)星方面，衛(wèi)星比河外射電源的運行速度快很多，如同步衛(wèi)星相對于河外射電源以約15?/h 的速度沿天赤道運行。國外在相關的觀測實驗中一般采用的是stepwise 方法，即首先將衛(wèi)星一系列軌道坐標數(shù)據(jù)輸入到臺站天線控制文件中，在觀測目標衛(wèi)星時天線根據(jù)文件中坐標數(shù)據(jù)在規(guī)定時間間隔內(nèi)重新指向衛(wèi)星的新位置，以實現(xiàn)對衛(wèi)星跟蹤觀測。在國內(nèi)早期觀測試驗中，觀測人員采用人工控制天線方法來實現(xiàn)觀測地球靜止衛(wèi)星。目前人們采用直接給臺站天線提供觀測時刻衛(wèi)星的方位與俯仰角的方法進行觀測，即首先在觀測綱要文件中定義衛(wèi)星名稱，在觀測過程中觀測目標判斷為衛(wèi)星時，臺站天線通過衛(wèi)星方位及俯仰角數(shù)據(jù)文件對衛(wèi)星進行跟蹤。與國外的跟蹤方法相比，這種方法可以保證天線平滑穩(wěn)定跟蹤衛(wèi)星，觀測的實際效果較好。

由于測站坐標及EOP等相關參數(shù)精確已知，一般主要考慮衛(wèi)星信號傳播介質(zhì)效應對觀測數(shù)據(jù)的影響。對于電離層改正來說，一般河外射電源VLBI 觀測采用雙頻觀測模式來消除電離層延遲，但是衛(wèi)星VLBI 觀測無法實現(xiàn)類似河外射電源VLBI 的雙頻觀測，目前最常用的電離層延遲改正模型主要是建立在GNSS 測量全球總電子含量分布圖的基礎上。衛(wèi)星VLBI 觀測研究證明了這種電離層延遲改正模型的可行性，但是這種方法無法改正所有的電離層傳播效應的影響。由于對流層延遲會隨著觀測目標高度角的降低而增大，一般采用沿測站天頂方向的對流層延遲與高度角相關的映射函數(shù)計算觀測方向上對流層的延遲。這種方法雖然在一定程度上實現(xiàn)對流層改正，但是其改正結(jié)果并不理想，主要原因是對流層的濕大氣引起的天頂方向延遲隨著時間、地點及氣候等條件的變化而變化。為了進一步提高觀測非幾何時延改正結(jié)果，中國學者提出了一種多校準源的差分VLBI 觀測方案[27]，利用同一觀測時段多顆校準源的觀測內(nèi)插出衛(wèi)星觀測方向的非幾何時延修正，以此獲取對衛(wèi)星非幾何時延納秒級改正精度。如何進一步提高觀測時延精度問題需要進行更多相關的衛(wèi)星VLBI 觀測試驗，人們須根據(jù)實測數(shù)據(jù)研究設計一個切實可行的方案。

5 總結(jié)與展望

我們介紹了近些年國內(nèi)外VLBI 技術應用于地球衛(wèi)星觀測方面的研究進展。自20世紀80年代開始，VLBI 技術開始應用于地球衛(wèi)星的觀測研究，早期觀測目標主要是類似同步衛(wèi)星的高軌道衛(wèi)星。隨著技術的不斷發(fā)展，人們逐漸開展了低中地球軌道衛(wèi)星的觀測，觀測目標包括GNSS 衛(wèi)星和APOD 衛(wèi)星。這些觀測表明，該方面研究的發(fā)展前景巨大。同時，我們還分析討論了地球衛(wèi)星VLBI 觀測研究存在的問題及解決方案。在觀測儀器設備方面，臺站信號接收機基本已經(jīng)符合觀測要求；雖然衛(wèi)星上已經(jīng)開始裝載VLBI 信標，但是并不普遍，還需要一段時間發(fā)展。在觀測綱要制定方面，目前VieVs 軟件已經(jīng)具備了衛(wèi)星VLBI 觀測綱要制定的能力，但是由于天線控制系統(tǒng)的原因，軟件僅適用于部分地區(qū)VLBI 網(wǎng)。在觀測跟蹤衛(wèi)星方面，與國外采用的方法不同，中國采用直接提供衛(wèi)星方位角與仰角的方法進行引導跟蹤，實際觀測效果更好。在觀測系統(tǒng)差修正方面，針對觀測數(shù)據(jù)系統(tǒng)差修正方法不理想的問題，我們提出了一種多校準源的差分VLBI 觀測方案；但是要實現(xiàn)該方案，還需要進行更多的相關衛(wèi)星觀測試驗來驗證。

目前VLBI 技術已經(jīng)在月球探測計劃中得到充分應用，也將應用于中國其他深空探測計劃。作為傳統(tǒng)測距測速空間測量技術的有益補充，VLBI 技術發(fā)揮其自身技術優(yōu)勢，豐富完善了地球軌道衛(wèi)星測量技術。隨著觀測技術的進一步發(fā)展，并結(jié)合其他空間測量技術，如SLR 和GNSS 等，衛(wèi)星VLBI 觀測將在地球衛(wèi)星軌道測定方面發(fā)揮重要作用。