VGOS观测网初步观测及其讨论

李政，杨旭海，弓剑军，杨颖

（1.中国科学院 国家授时中心，西安 710600；

2.中国科学院 精密导航定位与定时技术重点实验室，西安 710600；

3.中国科学院大学，北京 100049；

4.中国科学院大学 天文与空间学院，北京 100049）

0 引言

甚长基线干涉测量（VLBI，very long baseline interferometry）是20世纪60年代发展起来的最重要的射电天文技术。它采用无线电干涉法，使相距数千公里的口径较小的射电望远镜的分辨率等效于直径为望远镜间基线长度的射电望远镜，使观测分辨率显著提高。基于VLBI具有超高空间分辨率和高精度定位的特性，已成为天体物理、天体测量和空间大地测量等领域的核心技术，特别是在地球定向参数测定、国际天球参考架与地球参考架的建立与维持、深空探测器的导航定位等方面[1-3]发挥了不可替代的作用。

VLBI观测能力依赖于天线口径的大小，因此许多国家纷纷建立大型射电天文望远镜。例如，英国建立直径66.5 m的固定式抛物面射电望远镜和直径76 m的可转动抛物面射电望远镜；美国在波多黎各阿雷西博镇建设直径达305 m的抛物面射电望远镜等。我国的射电天文研究在导航和天文研究需求推动下近年有了长足发展，除了原有上海佘山25 m射电天文望远镜和乌鲁木齐南山25 m射电天文望远镜，近年发展大口径天线以适应天体物理和深空探测发展需求，如北京密云50 m，云南昆明40 m，以及亚洲可连续观测的最大射电天文望远镜上海天马65 m等相继建成。2016年7月3日，位于中国贵州省的世界上最大的（500 m）球面射电望远镜（FAST）进入测试调试阶段。

然而，VLBI系统运行和维护成本高，大型射电天文望远镜在VLBI应用方面由于转动速度慢等因素无法满足天文和测地某些特殊需求，因此新型测地VLBI系统[4]—VLBI2010构想因需求而产生：实现台站坐标单次测量精度1 mm，地球自转参数能连续不间断测量，提升VLBI技术能力，推动相关领域的研究工作。2012年VLBI2010更名为VGOS（VLBI全球观测系统）。根据国际VGOS系统发展动态，中国科学院国家授时中心建立了符合VGOS技术规范的3台站观测系统，科研目标是利用VLBI差分观测实现测轨系统的系统差修正，实现与天球参考架的直接连接以及地球定向参数的精确连续测定。

1 VGOS概述

2003年 IVS（International VLBI Service for Geodesy and Astronomy）成立的 WG3（working group 3）工作组明确了下一代测地型VLBI系统的具体规范。WG3会议提出VLBI2010系统需要达到全球基线1 mm测量精度、地球定向参数和各站点位置连续测量、提供24 h以内的大地测量结果，其中最重要任务为测量UT1和章动。为了促进实施WG3提出的建议，2005年IVS成立了V2C（VLBI2010 Committee）工作组[5-6]，2012年V2C改名为VTC。WG3和V2C提出了一系列建议和建设规范：改进仪器、天线小型化、快速自动寻找射电源、宽频带观测、全球合理布设站点、随机误差、系统误差研究、系统精度以及其性能评估。

V2C的主要任务包括：进行原型机设计概念研究，测试宽频带概念，利用Monte-Carlo模拟器研究VGOS系统运行的能力并实践验证，以及研究分析误差的处理方法及低信噪比下的相位延迟解算。表1为VGOS系统规范的主要技术特征[7]。从表1中可以看出，新一代VLBI系统主要在观测带宽，数据采集、记录、传输速率，观测效率以及数据处理能力等方面做了较大提升。

表1 VGOS系统主要特征

2012年3月，VLBI2010工程执行组V2PEG与V2C提出了VLBI2010全球观测系统（VGOS，VLBI2010 global observing system）的概念，用来命名新一代VLBI台站组成的观测网。2013年，按照VLBI2010标准，中国科学院国家授时中心着手建设国内第一套VGOS观测网，在三亚、吉林、喀什建立观测站，西安为VLBI数据处理中心。天线口径13 m（符合VLBI2010规范），观测频率带宽为1 GHz。为使得基线测量精度达到1mm，设计要求观测射电源的群时延精度约为几十皮秒，可实现卫星和射电源交替观测。截止到2016年4月，国家授时中心VGOS观测网己基本建设完成。

2016年4月17日和4月19日，系统在C波段上对射电源3C84分别进行了单基线（三亚—喀什）窄带（32 M）和宽带（512 M）试观测，得到相关条纹，表明系统已基本运转正常。

2 VGOS观测纲要编制

观测纲要文件（VEX，VLBI experiment），是VLBI系统的总输入文件，体现观测方法与研究目标，主要包含根据任务需求的观测计划、观测模式包括对射电源观测模式、卫星观测模式和射电源—卫星交替观测模式按需灵活配置，还包括数据采集模式、相关处理以及系统自动运行的全部配置信息及与观测相关的配置参数。系统具有自动化运行及远程配置功能，表2列出VEX文件主要参数[8]。

表2 VEX文件主要参数

利用SCHED软件生成观测纲要文件，SCHED软件主要用于综合成图和相位参考等射电天文观测。本节主要介绍常规射电源、卫星观测以及射电源—卫星交替观测两种模式的观测纲要编制方式。

常规的射电源及卫星观测编制步骤如下：

1）初始key文件

key文件是SCHED的输入文件，主要信息包括：

① Station Catalog：用于添加“输入台站列表”中未包含的各台站地固系坐标，指向范围，天线转速，磁盘记录格式等；

② Source Catalog：用于添加“输入射电源表”中未包含的射电源位置信息；

③Setup Information：观测模式设置，其中观测模式里包含模式编号，模式定义，数据记录格式，记录通道数，采样比特值，单通道带宽，参考频率，本振频率，极化信息，相位校正信号频率等信息；

④The Scan：scan可以定义为各观测台站对同一目标源同时进行观测的时间长度。这部分包含观测起始时间，每一个观测周期所需要的观测源（射电源或卫星）作为选择射电源的初始key文件，需要在The Scan后添加常用的观测源。源表在路径为sched_11.3/catalogs/source.vlba。

2）计算台站共视时段

3）key文件的编辑。作为SCHED的输入文件，key文件需修改的部分除观测代码及观测时间外，重点修改的为观测模式和scan信息。

① 观测模式配置：观测模式分两种，射电源模式和卫星模式。射电源模式参数设置见表3，卫星观测模式除通道数为1以外，其余均保持不变。以C波段为例。

2.1 常规射电源、卫星观测纲要编制

表3 射电源观测模式部分参数设置

② scan信息编辑：scan信息包含观测时间、参与观测台站、观测模式、观测时长、天线转动时间等。例如：

其中，group表示循环观测的源的个数，rep表示循环次数，dur表示观测时间，gap表示预留天线转动时间。

4）VEX文件生成

key文件编辑完成，在同一路径下运行命令：sched

这里需要特别说明，VEX文件给出的射电源坐标均以赤经赤纬的形式给出，而在设置卫星观测模式时，注入的是卫星的预报轨道文件，当观测模式切换至卫星模式时，利用卫星预报轨道文件使天线对卫星进行跟踪。

2.2 射电源—卫星观测纲要编制

为了实现GEO卫星定轨以及机动后的轨道快速恢复，需要在卫星附近（近角距）选择强源对其进行差分观测。在地心天球坐标系下，射电源的位置是确定不动的，而卫星是不断运动的。解决办法是将卫星的地固系预报轨道投影到天球坐标系上，并选择满足近角距要求的射电源，按每分钟一个节点输出对应时刻适合观测的射电源，以此作为观测计划的依据并将其转换为key文件The Scan部分的规范格式，最后用SCHED生成观测纲要文件。具体流程如图1所示。

图1 卫星—射电源交替观测纲要生成流程

通过上述方法可以得到24 h的卫星差分观测纲要，其中忽略了各台站对卫星以及卫星在天球坐标系上投影的视差。3个台站中，纬度最高为北纬43°，最低为北纬18°，对同步轨道卫星及其在天球坐标系上的投影最大视差分别为和（同步卫星与台站经度相同），虽然选择射电源与卫星最大夹角在某一固定值范围内，如角距小于，但优先选择与卫星角距最小的射电源，在实际观测当中，基本满足观测需求。

3 观测及相关处理结果

利用第2节提到的实现卫星差分观测的方法，在2016年11月2日进行了观测试验，利用DiFX对观测结果进行了相关处理并用HOPS软件画图，过程及结果如下。

3.1 差分观测

2016年11月2日进行了卫星—射电源交替观测，观测代码为t61102，目标卫星为中星12，观测起始时间为03:49:00（UT），整个观测持续1 h。通过计算在对应时间段内选取的射电源为3C273B和3C279，与卫星角距小于10°，观测频段为C波段，总计91个scan，观测配置信息如表4所示。

表4 t61102参数配置

依据第2.2节中提到的原理，利用脚本生成scan信息，最后利用SCHED生成观测纲要文件，待观测结束后利用DiFX进行相关处理。

3.2 相关处理结果

DiFX（Distributed FX）是目前使用最广泛的软件相关处理机。其相关处理流程主要分为两个过程：首先基于台站进行整数时延补偿、条纹旋转、FFT和小数时延补偿；其次基于基线进行交叉相乘和积分累加，输出可见度数据。DiFX处理机概念最早受Swinb-urne大学脉冲星观测数据记录和处理的CSRP2系统启发，2005年由Deller博士在Swinb-urne大学开发的DiFX软件相关处理机，逐步替换了ATNF S2硬件相关处理机[9-11]。

在相关处理之前需要先从各台站的格式器获取钟差文件，并计算钟速。将钟差、钟速信息添加到clock.v2d文件中，再进行相关处理。通常在初次相关处理之后单通道时延较大，此时应让各台站的钟差加上或者减去HOPS输出的单通道时延（single band delay，SBD）后，在此进行相关，使得SBD尽量低于0.1。此外，DiFX中只包含射电源的计算模型（远场时延模型，L Plank，2013），对于卫星等近场目标源需要先计算其时延模型[8]，然后在处理卫星scan时替换掉原有的射电源模型。

相关处理之后选取了中间结果较理想的第29，30，31 3个观测，其中scan29目标为卫星，scan30目标为射电源3C273B，scan31目标为射电源3C279。scan的具体信息列于表5。

表5 scan具体信息

处理结果：图2，图3和图4为中星12号卫星下行信号在各条基线上的相关条纹及SBD，表6为scan29相关处理结果统计；图5，图6和图7为射电源3C273B在各条基线上的相关条纹及SBD，表7为scan30相关处理结果统计；图8，图9和图10为射电源3C279在各条基线上相关条纹及SBD，表8为scan31相关处理结果统计。

图2 吉林—喀什基线卫星单通道时延及相关条纹

图2中左图横轴为时延，单位为μs，右图横轴为带宽，单位为MHz，深色为相位，浅色为幅度，两图纵轴为无量纲。下同。

图3 吉林—三亚基线卫星单通道时延及相关条纹

图4 喀什—三亚基线卫星单通道时延及相关条纹

图5 吉林—喀什基线3C273B单通道时延及相关条纹

图6 吉林—三亚基线3C273B单通道时延及相关条纹

图7 喀什—三亚基线3C273B单通道时延及相关条纹

图8 吉林—喀什基线3C279单通道时延及相关条纹

图9 吉林—三亚基线3C279单通道时延及相关条纹

图10 喀什—三亚基线3C279单通道时延及相关条纹

表6 卫星相关处理结果统计

表7 3C273B相关处理结果统计

表8 3C279相关处理结果统计

续表8

4 讨论与总结

本次试验得到了较为理想的卫星、射电源相关条纹，验证了卫星—射电源差分观测的观测纲要编制放方法的可行性，并且群时延均在50 ps以下，基本达到设计要求。由表7和表8可以看出，包含喀什站的基线信噪比相对较低，不包含喀什站的基线信噪比较高，这是由于喀什站附近存在较大的干扰造成的。另外依据本次试验的观测结果，也可以对各台站天线的系统等效流量密度（system equivalent flux density，SEFD）进行评估。因为3个台站的设备均一致，所以认为3个台站的SEFD相等。SEFD计算公式如下：

式（1）中，F为源对应波段的流量密度；SNRS为基线信噪比；B为带宽；chN为通道数；intT为积分时间[12]。

利用式（1）以及表8三亚—吉林基线的数据可得天线在C波段下的SEFD为4129Jy，表9列出了部分国际观测站在S/X波段的SEFD。

表9 部分国际台站的系统等效流量密度

表9给出的是各台站在S/X波段的SEFD，而此次观测是在C波段上，由式（1）可知，天线的SEFD和目标源的流量密度F是线性关系，而射电源3C273B在S，C，X波段的流量密度分别为2.256Jy，3.490Jy，2.632Jy（rfc_2016d_cat）。但考虑到基线信噪比SNR会随着流量密度的变化而变化，大致可以判断国家授时中心VGOS观测网台站的SEFD约为4 000左右。与表9列出的部分国际台站的SEFD情况比较可以看出，国家授时中心VGOS天线的SEFD大致与部分国际台站相近。

本文主要介绍了中国科学院国家授时中心按VGOS要求建立的国内第一套测地型VLBI系统，并对编写观测纲要（VEX）文件做了较为详细的说明。其中主要介绍常规射电源、卫星观测纲要编制以及卫星差分观测纲要编制。并利用DiFX相关处理软件对2016年11月2日的卫星差分观测数据进行相关处理，得到卫星及射电源的相关条纹。通过此次实验表明国家授时中心VLBI2010观测网基本建立完成，达到正常观测需求，经过不断的努力，最终系统可以达到高精度、常规化运转状态。为未来我国在测地与航天器定位方面提供有力支持。

参考文献：

[1] TOM C.News uses for the VLBI network[C]//International VLBI Service for Geodesy and Astrometry 2000 General Meeting Priceedings,2000:180-184

[2] 平劲松,钱志瀚.太阳系人造天体VLBI观测[J].天文学进展,1997,15(1):3-12.

[3] 郑为民,舒逢春,张秀忠.实时VLBI技术[J].云南天文台台刊,2003,1:100-105.

[4] 夏金超,李金岭,韩延本.关于新一代甚长基线干涉系统VLBI2010计划[J].地球物理学进展,2010,25(5):1623-1627.

[5] NIELLl A,WHITNEY A,PETRACHENKO B,et al.VLBI2010:Current and future requirements for geodetic VLBI systems[EB/OL].(2005-09-16)[2017-07-25]http://ivscc.gsfc.nasa.gov/about/wg/wg3/IVS_WG3_report_050916.pdf.

[6] BEHREND D,BOHM J,CHARLOT P,et al.Recent progress in the VLBI2010 development[C]//IAG Symposia Series，2009:833-840.

[7] PETRACHENKO B,VIBI2010:In search of Sub-mm accuracy[EB/OL].(2011-08-15)[2017-06-26]http://gge.unb.ca/MT/Events/Petrachenko Seminar Viewgraphs.pdf.

[8] 舒逢春.人造卫星实时射电干涉测量方法研究[D].上海:上海天文台,2008.

[9] 陈中,郑为民.VLBI软件相关处理机现状和发展趋势[J].天文学进展,2015,33(4):489-505.

[10] BAILES M.Precision timing at the Parkes 64-m radio telescope[C]//Radio Pulsars.2003,302:57.

[11] DELLER A T,BRISKEN W F,PHILLIPS C J,et al.DiFX-2:A more flexible,efficient,robust,and powerful software correlator[J].Publications of the Astronomical Society of the Pacific,2011,123(901):275.

[12] PLANK L.VLBI satellite tracking for the realization of frame ties[D].Vienna:Vienna University of technology,2013.