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自20世纪60年代后期逐步发展的甚长基线干涉测量(very long baseline inter- ferometry,VLBI)技术已经在天球参考架(Celestial Reference Frame,CRF)与地球参考架(Terrestrial Reference Frame ,TRF)的建立和地球定向参数(earth orientation parameters,EOP)的测定等天测与测地研究领域做出了科学贡献。国际上大多数天测与测地VLBI天线系统始建于20世纪80年代，自动化程度低，设备老化严重，维护与运行成本较高。随着S波段射电频率干扰(radio-frequency interference,RFI)的逐步恶化，常规天测与测地VLBI观测频率亟待重新设置。鉴于自动化、微弱射电信号接收与放大，尤其是宽频带高数据率采样、数字化与记录技术的快速发展，对老旧VLBI天线系统的更新或重建显得异常必要和迫切。
本文结合常规天测与测地VLBI观测频率设置、S波段RFI逐步恶化等情况，讨论天测与测地VLBI观测频率设置的发展和必要性，重点分析开展Ka波段VLBI观测的利弊，并结合我国VLBI技术现状，给出进一步发展的建议。
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射电波段的电离层附加时延近似与观测频率的平方成反比，因而在全球导航卫星系统(global navigation satellite system,GNSS)和VLBI技术中常利用双频组合修正电离层附加时延。以S/X双频观测为例，若中心频率分别为fs、fx，测量时延分别为τs、τx，经简单推导可得X波段观测时延的电离层修正τx－ion为[1]：
$${{\tau }_{x-ion}}=\frac{f_{s}^{2}}{\left( f_{x}^{2}-f_{s}^{2} \right)}\left( {{\tau }_{s}}-{{\tau }_{x}} \right)$$ (1) 从式(1)可见，在测量时延误差一定的情况下，S、X两中心频率的间隔越大则电离层附加时延修正的精度越高。常规天测与测地VLBI观测的S、X波段中心频率一般取为2.3、8.4 GHz。若将低端频率从2.3 GHz提高至3.2 GHz，则从式(1)不难估算，X波段电离层附加时延修正误差将放大2.1倍，严重影响基于X波段观测的国际天球参考架(International Celestial Reference Frame,ICRF)、EOP和国际地球参考架(International Terrestrial Reference Frame,ITRF)等产品的精度。
VLBI测量时延的精度与观测带宽成正比，为了减小采样的数据量，降低数据记录、传输、回放和互相关处理的技术复杂性与成本，一般仅对观测带宽中的部分频率通道进行采样，通过带宽综合方法[2-6]导出观测时延。各通道的中心频率设置需顾及各通道相位时延的模糊度准确去除，各通道也必须有足够的带宽，比如2 MHz、4 MHz等，以保证有足够的观测信噪比。表 1为常规天测与测地VLBI观测对S/X双频共14通道中心频率设置的示例[7]。
表 1 S/X双频14通道中心频率设置示例
Table 1. Setting Example of Central Frequencies of 14 Channels in S/X Dual-band Observation
通道号 S波段/GHz X波段/GHz 1 2.220 99 8.212 99 2 2.230 99 8.252 99 3 2.250 99 8.352 99 4 2.305 99 8.512 99 5 2.340 99 8.732 99 6 2.345 99 8.852 99 7 / 8.912 99 8 / 8.932 99 若测量时延为τ，各通道互相关条纹相位θi与中心频率fi的关系为:
$${{\theta }_{i}}=2\pi {{f}_{i}}\tau +{{\theta }_{0}}$$ (2) 式中，θ0为初相位。将θi对fi进行线性拟合，由斜率可得测量时延τ，此为带宽综合方法。θi的模糊度为2π，引入时延模糊度。时延模糊度不是最小相邻通道频率间距的倒数，是频率间距最大公约数的倒数[2]。为准确测定带宽时延，各通道中心频率不能任意设置。
随着2.1、2.3、2.4、2.6 GHz等频段作为主动发射信息载体在移动通讯、局域无线网络等领域的应用，对S波段被动接收的VLBI测量造成了越来越严重的干扰，表现为有效连续测量带宽减小，各通道的设置受到限制并增加了技术实现的复杂性与成本(如应用组合带通滤波器、超导滤波器等)，造成测量时延误差显著增大，进而降低了X波段电离层附加时延的改正精度，并最终降低了ICRF、EOP、ITRF等产品的精度。为此亟待改进天测与测地VLBI观测频率的设置。
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地球大气中的各类粒子对来自外太空电磁辐射存在吸收和反射等效应，只有某些特定频率范围(波段)内的辐射才能全部或部分到达地面，称这些特定频率范围为大气窗口[8]。按所属频率范围的不同分为光学、红外和射电窗口等。图 1为大气窗口随全频段电磁辐射波长的分布(https://en.wikipedia.org/wiki/radiowindow)。纵轴大气遮光度为100%时表示辐射被完全阻断，为0时表示可全部到达地面。射电窗口波长范围约1 cm～11 m，对应频率范围约30 GHz~30 MHz。
图 1 大气窗口随电磁辐射波长的分布
Figure 1. Distribution of Atmospheric Window Versus the Wave Length of Electromagnetic Emission
为逐步摆脱S波段越来越严重的RFI不利影响，国际上提出了下一代天测与测地VLBI观测频率设置的两种模式。一种模式为国际天测与测地VLBI服务(International VLBI Service for Astrometry and Geodesy,IVS)提出的2 GHz～18 GHz宽频模式，即VLBI2010技术标准[9, 10]，强调4 ps(皮秒，1×10-12s)相时延测量；另一种模式为S/X/Ka三频带模式，类似于S/X双频观测系统，仍为群时延测量。两种频率设置模式各有侧重，在国际上均得到重视和应用。德国Wettzell站、西班牙/葡萄牙合作的地球动力学与空间测站大西洋网(An Atlantic Network of Geodynamical and Space Stations,RAEGE)、挪威、日本国土地理院Ishioka等新建VLBI测站均采用双频系统，即宽频、三频接收系统各一套。瑞典Onsala天文台采用宽频2 GHz～14 GHz接收系统。俄罗斯3站采用三频系统。
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VLBI2010技术规范下的宽频设置，低端频率起自2 GHz，是为了顾及与常规S/X双频观测结果的比对与衔接。从式(1)X波段电离层附加时延的修正可见，S波段的测量时延τs及其测量误差会在一定程度上影响X波段ICRF、EOP、ITRF等产品的精度，因而此衔接是必要的，以保持参照基准的统一与延续性。高频端止于18 GHz，这是由于22 GHz水线压力致宽吸收效应影响了18 GHz～26 GHz频段射电辐射的地面接收[11]。
发展2 GHz～18 GHz达9个倍频程的低损耗、高相位中心稳定性致冷(20 K以下)馈源，在国际上还存在一定的技术瓶颈。目前，正在检验中的宽频致冷馈源为四脊喇叭和Eleven两种模式，频率覆盖均为2 GHz～14 GHz。中国科学院上海天文台已经完成四脊喇叭宽频馈源(2 GHz～14 GHz)样品加工，技术指标基本满足要求。
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三频系统涵盖S/X频率亦是为了与常规VLBI产品的衔接和比对。增设Ka波段则有多重考虑。
1)如图 1所示，尽量避开22 GHz水线附近的强压力致宽吸收效应。
2) 由式(1)，S/X双频观测中心频率为2.3/8.4 GHz时约为4倍频程，X/Ka中心频率为8.4/32 GHz时亦近似为4倍频程，因而在测量时延精度相近的情况下能够获得对电离层附加时延相近的修正精度。
3) 国际电信联盟(International Telecommunication Union,ITU)对深空探测下行信号在X波段的分配带宽仅约40 MHz，而在Ka波段则增加至4 GHz，达100倍。较高频率不仅意味着星上设备的体积减小和重量减轻，宽频带也意味着较高的遥测数据传输率和较高的VLBI跟踪测量时延精度[12-13]；有利于提高CRF的实现精度和稳定性。
4) 自Jansky发现了银河系射电辐射至今，射电天文观测已积累了大量的观测数据和丰富的实践经验。遥远的河外射电源存在0.1 mas量级的核移现象[14]，即随着射电观测频率的提高，辐射中心越来越接近于核心区域(中央黑洞)，表现为辐射中心(核)随观测频率的位置变化。目前VLBI技术对河外射电源的定位精度已经达到0.01 mas，因而核移效应是显著的。图 2为河外射电源0458-020在S、X、K、Q波段不同观测频率下的结构变化[15]，自左至右各图形窗口的宽度依次约为60、16、6和3 mas，源结构最大角径约30、12、2和1.3 mas。可见随着观测频率的提高，源的结构越来越简单和致密。结合图 1，Q波段接近氧分子60 GHz吸收线，K波段接近22 GHz的水线，这将严重限制地面所能观测到的强辐射源的数量。Ka波段介于K、Q之间，源结构相对简单和致密，由图 1可见所受大气吸收与反射影响较小。综合考虑核移现象、源结构变化与致密性以及大气的影响，将天测与测地VLBI观测频率从X波段扩展至Ka波段，显然有利于提高CRF等产品的精度。
图 2 河外射电源0458-020不同观测频率下的结构比较
Figure 2. Structure and Compactness Comparison of Extragalactic Radio Source 0458-020 at Various Observation Frequencies
(5) 已经发射升空的第二代天体测量卫星天体物理学全球天体测量干涉仪(global astrometric interferometer for astrophysics，Gaia，http://sci.esa.int/gaia/)预计至2020年生成包含10亿颗亮于20等目标的光学波段天球参考架，约含50万颗类星体，单星位置精度最高达24 μas，构成光学波段准惯性天球参考架[16]。一般认为河外源的光学辐射源于吸积盘热辐射、冠状非热辐射和喷流节非热辐射，射电辐射源于吸积盘轴向喷流上的冲击/超光速节。吸积盘的动力学形状决定了光学波段辐射中心基本位于几何中心。相比于X波段，Ka波段辐射中心更加接近中央黑洞。因而，增设Ka波段观测显然有利于提高光学与射电准惯性CRF之间的连接精度，确保参考基准在光学与射电波段的一致性和连续性。
(6) 将天测与测地VLBI产品的观测频率从X波段提高至Ka波段，频率约增加到4倍，因而电离层和太阳等离子体对群时延和(到达不同测站)信号相干性的影响将减少15倍因子[1, 13]，显然有利于提高VLBI测量时延的精度，进而提高天测与测地产品的实现与服务精度。
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在Ka波段进行天测与测地VLBI观测也存在如下缺点。
1) 随着观测频率的提高，河外源一般表现为强度逐步减弱，甚至有的源虽然在X波段是致密的，但在Ka波段已被分解[17-21]。在X波段表现为点源，但在Ka波段成为展源。
2) 为尽量提高VLBI观测信号的接收效率，一般要求天线主反射面的均方误差(root mean squares,RMS)小于最短观测波长的1/20，在Ka波段(最高频率比如34 GHz)约相当于0.44 mm；要求天线指向误差小于1/10波束宽度，对于13 m直径天线在Ka波段约相当于18 as(角秒)。X波段(8.4 GHz)的对应数据为：主反射面误差1.79 mm，指向误差75 as。比较可见，增设Ka显然将增加设计加工、安装调试、驱动控制等的技术难度与成本[19]。
3) 由于22 GHz水线和60 GHz氧分子线的存在及其压力致宽效应，大气吸收增加了潮湿和阴雨天气情况下Ka波段成功观测的难度。大气中水汽和氧分子的辐射效应造成了接收系统10 K～15 K的等效噪声温度增加。频率的提高及中性大气湍流造成了更严重的相位抖动[11]，缩短了相干积分的时间，不利于压低噪声干扰的影响和提高群时延的观测精度。
以上不利因素均造成接收系统灵敏度降低。但是随着高速率采样与记录技术的迅速发展[22, 23]，可望逐步弥补系统灵敏度的降低，甚至在2 Gbps数率下可完全忽略这些不利因素对观测中等强度源的影响。
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随着S波段主动发射技术在通讯、导航领域的应用，对传统的天测与测地VLBI技术在S/X波段的观测造成了越来越严重的影响。IVS提出了新一代系统即VLBI2010技术规范，致力于宽频相时延测量。综合考虑摆脱S波段RFI的影响，与S/X波段产品的衔接和比对，以及兼顾下一代ICRF的发展等，国际上提出了天测与测地VLBI观测S/X/Ka三频设置模式。
河外射电源在Ka波段表现为更加致密、核移效应更小，更有利于提高射电波段CRF的实现精度以及与Gaia光学波段准惯性CRF的连接精度。相较于X波段，Ka波段所受大气电离层和太阳等离子体的影响较小，应用于深空探测时的遥测数据率更高且星上设备更小。由于ITU所分配的下行频率带宽更宽(约为X波段分配带宽的100倍)，因而更有利于提高VLBI对深空探测器跟踪测量的精度。开展Ka波段观测也存在诸多缺点，比如河外源变得更弱，对天线反射面板精度和指向精度提出更高要求，大气分子吸收增加了潮湿或阴雨天气情况下的观测难度，大气分子辐射增加了接收系统的等效噪声温度等。这些不利因素造成了观测系统灵敏度的降低，但可望逐步由高数据率采集与记录技术的发展予以弥补。
我国上海佘山、乌鲁木齐南山25m孔径射电天线系统均长期参加IVS联测，积累了宝贵的观测资料。但是两套系统至今均已超过15年的设计寿命，急需更新或重建，以确保天测与测地观测资料时间序列的延续。鉴于ICRF、EOP、ITRF等产品必须要求国际联测，因而在观测频率设置上可以考虑优先发展2 GHz～14 GHz宽频系统。兼顾下一代ICRF的发展，配置X/Ka双频接收设备也是十分必要的。在实现技术上，宽频、双频系统共用同一套信号收集与反射链路，但不要求同时工作，解决主副反射面赋形匹配和馈源照明问题的实现难度不大，换馈系统的设计与实现也不特别复杂。若新建13m孔径射电天线系统同时配置宽频、双频接收设备，在开展国际VLBI联测的同时，还有望与上海天马65m孔径天线的X/Ka(Ka频率覆盖30 GHz～34 GHz)系统联合工作，从系统灵敏度角度将约等效于两架29m孔径射电望远镜，不难实现对火星深空目标的跟踪，并可开展独具特色的局域网X/Ka射电天文VLBI联测，含谱线与连续谱观测。我国深空站配备的Ka波段接收系统带宽较窄(～0.5 GHz)，等效噪声温度偏高(～100 K)，效率略低(～40%)，也可用于联合开展VLBI天测与测地观测研究。
Analysis of the Advantages and Disadvantages of Astrometric and Geodetic VLBI Observation at Ka-band
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摘要: 分析了天测与测地甚长基线干涉测量（very long baseline interferometry，VLBI）观测频率设置的必要性，重点分析了Ka波段观测的利弊。相比于X波段，Ka波段观测的优点包括河外源更致密、核移效应更小，更有利于提高射电天球参考架的实现精度以及与天体物理学全球天体测量干涉仪（global astrometric interferometer for astrophysics，Gaia）计划准惯性光学参考架的连接精度。在深空探测方面的优点表现为遥测数据率高，VLBI跟踪测量精度高，更有利于减小大气电离层和太阳等离子体对测量时延的不利影响。缺点包括河外源相对较弱，天线反射面精度和指向精度要求较高，大气吸收和辐射效应的影响更大等，但是这些因素所造成的系统灵敏度的降低有望通过高数据率采样而得到补偿。结合我国VLBI技术现状提出了发展建议。Abstract: The development and necessity of the frequency settings in astrometric and geodetic Very Long Baseline Interferometry (VLBI) observations are analyzed, especially on the advantages and disadvantages of observations at Ka-band. Compared to X-band, the advantages at Ka-band include more compact extragalactic sources, relatively smaller core shift effect, as well as efficiency to improve the precision in the realization of radio celestial reference frame and in the linkage to the quasi-inertia optical frame of Gaia project. Advantages in terms of deep space exploration are high in telemetry data rate, high in VLBI tracking precision, and helpful to mitigate the detrimental effects of ionosphere and solar plasma on the observed time delay. Disadvantages include relatively weak extragalactic sources, high precision requirement of reflector and antenna pointing, and susceptible to atmospheric absorption and emission effects. But the loss in system sensitivity due to these factors could be mostly compensated by the rapid development in high data rate sampling and recording technology. Finally in accordance with the current status of VLBI technique in China some specific recommendations for further development are recommended for criticism by readers.
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Key words:
- astrometry /
- geodesy /
- VLBI /
- radio-frequency interference /
- X-band /
- Ka-band
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图 1 大气窗口随电磁辐射波长的分布
Figure 1. Distribution of Atmospheric Window Versus the Wave Length of Electromagnetic Emission
图 2 河外射电源0458-020不同观测频率下的结构比较
Figure 2. Structure and Compactness Comparison of Extragalactic Radio Source 0458-020 at Various Observation Frequencies
表 1 S/X双频14通道中心频率设置示例
Table 1. Setting Example of Central Frequencies of 14 Channels in S/X Dual-band Observation
通道号 S波段/GHz X波段/GHz 1 2.220 99 8.212 99 2 2.230 99 8.252 99 3 2.250 99 8.352 99 4 2.305 99 8.512 99 5 2.340 99 8.732 99 6 2.345 99 8.852 99 7 / 8.912 99 8 / 8.932 99 
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图(2) / 表(1)
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