天体观测是用天文望远镜和各种波段的探测器，在地面或空间接收来自天体的电磁辐射，旨在发现天体的存在，测量天体的位置，研究天体的结构，探索天体的运动及演化规律的研究方法。主要分为天体测量学、天体力学和实测天体物理学三类方法。

　　

　　天体测量学主要任务是测定天体的位置和运动。建立基本参考坐标系，确定地面点的坐标。天体力学主要研究天体的质量中心在空间的移动以及天体的自转和形状。实测天体物理学则是利用实验物理的技术和方法来观测和研究天体的光度、温度、质量、成份、大小、磁场、大气结构、距离、自转和视向速度等物理特征、化学组成及其相对丰度。

　　

　　所用观测技术方法包括：可见光、红外、射电、紫外、X射线、γ射线等整个电磁波领域。人类对天体的观测方法，除地面观测外，曾用高空飞机，平流层气球进行观测。近年来利用探空火箭、人造卫星、空间飞行器和空间实验室等运载工具对天体进行观测。

　　

　　近期，意大利科学家使用国家量子光纤骨干网(全长1739公里)，将原子钟发射的激光信号发送到意最大的两台射电望远镜，提供了超精确的频率参考，两台射电望远镜彼此同步并实现了天体物理学组合观测，消除VLBI的对流层和系统效应提供了解决方案，为高分辨率的天文观测开辟了新的视角。

　　

　　

　　光纤是光导纤维的简写。是一种由玻璃或塑料制成的纤维，可作为光传导工具。光缆分为：缆皮、芳纶丝、缓冲层和光纤。光纤和同轴电缆相似，只是没有网状屏蔽层。中心是光传播的玻璃芯。几台计算机连接起来，互相可以看到其他人的文件，这叫局域网，整个城市的计算机都连接起来，就是城域网，把城市之间连接起来的网就叫骨干网。这些骨干网是国家批准的可以直接和国外连接的互联网。其他有接入功能的ISP(互联网服务提供商)想连到国外都得通过这些骨干网。

　　

　　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。

　　

　　甚长基线干涉测量的基础是时间同步和相位同步。时间同步是两个观测天线的时间一致，相位同步是接收到的频率信号的相位之间一致，实际上也是时间同步。

　　

　　甚长基线干涉测量的原理是把两测站经混频后的信号分别记录在各测站的磁带上(不用公共的时钟，而是各测站有自己的时钟，时标信号也同时记录在磁带上)。观测结束后，再将两测站的磁带送到处理系统, 进行数据回放和相关处理。利用这种办法, 只要能同时看到源，基线的长度就几乎不受限制。

　　

　　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)。

　　

　　甚长基线干涉测量系统组成

　　

　　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。

　　

　　测量方式

　　

　　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。

　　

　　新闻来源：科技部