變更

''' 超长基线阵列 ''' （Very Long Baseline Array，缩写为VLBA）是由位于美国 [[ 新墨西哥州 ]] 索科洛的 [[ 美国国家射电天文 ]] 台阵列操作中心遥控的射电望远镜阵列。VLBA由10个抛物天线构成，横跨从 [[ 夏威夷 ]] 到圣科洛伊克斯8000多千米的距离，其精度是 [[ 哈勃太空望远镜 ]] 的500倍，是人眼的60万倍。它的 [[ 分辨率 ]] 可以达到让身处纽约的人阅读在 [[ 洛杉矶 ]] 的某张 [[ 报纸 ]] 的程度。

美国的甚长基线干涉阵（以下简称为VLBA）由10台口径25米的射电望远镜组成，跨度从美国东部的 [[ 维尔京岛 ]] 到西部的夏威夷，最长基线达8600千米，最短基线为200千米。它是属于一个国家的最大的VLBI（甚长基线干涉）专用观测设备。每台射电望远镜都是专为干涉阵新设计的。1986年开始建造，1993年5月竣工，总费用为8500万 [[ 美元 ]] ，每年的运转费用约700万美元。1993年5月29日进行干涉观测实验，获得成功，各项指标都达到设计要求。各台射电望远镜的观测记录都送到位于新墨西哥州 [[ 索科罗 县|索科罗]] 的望远镜阵工作中心分析处理， [[ 图像 ]] 质量很高。VLBA的10台射电望远镜都能在3.5毫米波长上工作，在这一波长上，分辨率达到了亚毫角秒级。这使VLBA成了解决某些 [[ 天体物理学 ]] 难题的关键观测设备。  

1967年出现的甚长基线干涉观测技术迅速完善、成熟，逐步形成由几个国家的多台射电望远镜共同组成甚长基线干涉网。而美国凭借它的强大的国力和辽阔的疆土，在1970年就开始考虑建造完全在美国 [[ 领土 ]] 上的专用甚长基线干涉阵。经过十年的研究，由加州理工学院、 [[ 伊利诺斯大学 ]] 和国立射电天文台在1980年9月提出方案，10月在格林班克国立射电天文台敲定甚长基线干涉阵计划。甚长基线干涉阵1986年开始建造，1993年5月最后完成。最初的观测实验在1987年10月，10台射电望远镜的第一次联合观测在1993年5月29日并获得成功。10个望远镜的设计和性能完全一样，但是放置地方的自然环境却很不相同，有的与著名的Kitt Peak天文台为邻，有的在荒芜的高山上，有的在海边。

VLBA的10台射电望远镜的结构完全相同。每个天线重240吨，抛物面天线 [[ 直径 ]] 为25米。天线最上面是副反射面，用支架固定在抛物面反射面的上方。从抛物面中心到副反射面的高度为9.144米，副反射面的作用是将由抛物面天线会聚到焦点处的射电波再一次反射到抛物面中心处的馈源上。诸多的馈源不可能都安装在中心，因此副反射面偏离中心，使它能围绕其轴旋转，使 [[ 射电波 ]] 可聚焦到任何一个馈源的开口处。抛物面反射面的下方是放置馈源和接收机的小屋，由于VLBA的 [[ 频率 ]] 覆盖很宽，从330MHz到86GHz，相当于90厘米到3毫米的范围，分为十个波段，因此有很多馈源和前置接收机，波长比较短的馈源是喇叭天线。前置放大器采用致冷装置，用氦冷却达到15K（－258℃），因此 [[ 放大器 ]] 固有 [[ 噪声 ]] 很低。天线的仰角由一个竖立的大 [[ 齿轮 ]] 来控制，整个望远镜放置在一个圆形轨道上，天线可以在 [[ 轨道 ]] 上运动以调整其方位角 。 10台射电望远镜天线的运转由设在新墨西哥州的索科罗的工作中心控制，10台射电望远镜同时对准同一个射电源，在相同的频率上进行观测，天体射电波经过抛物面反射聚焦，再经副反射面送至馈源，经前置放大器后，通过馈线传到观测室。数据以每秒256兆的速度被记录在[[磁带]]上。磁带约4.8千米长，可以记录3兆兆个数据。每台射电望远镜的观测记录都要利用[[氢钟]]和GPS时间信号，把准确的时间记录在磁带上 。

10台射电望远镜 [[Category:320 天 线的运转由设在新墨西哥州的索科罗的工作中心控制，10台射电望远镜同时对准同一个射电源，在相同的频率上进行观测，天体射电波经过抛物面反射聚焦，再经副反射面送至馈源，经前置放大器后，通过馈线传到观测室。数据以每秒256兆的速度被记录在磁带上。磁带约4.8千米长，可以记录3兆兆个数据。每台射电望远镜的观测记录都要利用氢钟和GPS时间信号，把准确的时间记录在磁带上。文學總論]]