甚长基线干涉测量

甚至长基线干浸量 (VLBI) 或长基干涉测量法是射电天文学的一种方法，用于测量具有最高空间分辨率和位置精度。 它既可用于天文观测，也可用于地球测量领域的大地测量研究。

干涉仪的空间分辨率由波长和相关天线之间的xxx距离决定。 在普通无线电干涉仪中，来自各个天线的信号是 通过波导聚集在一起并产生干扰。 相反，来自各个天线的信号与非常精确的时间参考一起存储在 VLBI 中，然后通过计算进行关联。 这使得在洲际距离甚至空间天线（空间 VLBI）上受到干扰成为可能。

VLBI 的精确位置测量对于确定天文坐标系很重要，例如 在 ICRF 中。 VLBI 可实现的空间分辨率目前优于电磁频谱的其他部分，但仅限于具有明亮无线电发射的物体。 VLBI 用于研究活动星系核中黑洞附近发出的高能粒子“射流”。 其他目标是，例如，恒星形成区、恒星大气中以及活动星系核附近的脉泽源。

大地测量学是测量和绘制地球表面地图的科学。 不仅测量设备和卫星，而且 VLBI 测量也用于地球表面的定向。 遥远的天体由于距离遥远而在我们看来是点状的，而且似乎没有自行运动，它们被观察到并用作确定地球表面位置的基础。 这意味着测量射电望远镜之间的距离，并以几毫米的精度确定它们的运动和运动方向。 因此可以通过将它们与之前的测量值进行比较来确定任何偏差。

通过用两个或多个射电望远镜精确测量信号并用时间戳存储它们，一种传输时间测量是可能的。 数据通过相关器沿时间轴移动，直到信号峰值几乎完全一致。 在这种相关之后，偏移对应于从类星体到两个（或更多）望远镜的传输时间或路径差 Δt1,2。 通过测量几个类星体（一小时5-20个），建立了一种测量网络。 由于个体Δt因地球自转而不断变化，因此除了坐标外，还可以确定当前的自转极和天文时间。

精度约为 0.1 ns（十亿分之一秒），转换为距离上的几厘米。 由于大量的测量（大部分是自动的），网格可以计算到 ±1 厘米。

必须针对各种影响校正测量值：

• 对流层中的折射——干湿比例：前者由气压和温度决定，后者由于水汽含量的剧烈波动而更难建模
• 电离层中的折射 - 它取决于无线电波的频率，因此可以用两个频率来近似
• 时间更正
• 仪器影响（天线校准、偏心率等）
• 其他影响

结果可以很容易地与其他测量方法相结合——例如用GPS及其方法确定二次改正。

板块构造引起的大陆运动可以通过射电望远镜坐标的长期确定来确定。 多年来，这已经成为可能，精度在毫米到厘米范围内。 大约十个大板块以每年 2 到 20 厘米的速度相互移动。