FAST VLBI系統(tǒng)和觀測研究

陳如榮，張海燕，金乘進(jìn)，高智勝，朱 巖，岳友嶺，朱 凱

（1. 中國科學(xué)院 國家天文臺，北京 100101；2. 中國科學(xué)院 FAST重點實驗室，北京 100101）

引 言

甚長基線干涉（Very Long Baseline Interferometry，VLBI）技術(shù)從20世紀(jì)60年代發(fā)展至今，已經(jīng)廣泛應(yīng)用于天體高分辨率成圖、航天器定位、天體測量和大地測量等領(lǐng)域，是一種重要的天文技術(shù)方法。

FAST（Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope）是目前世界上口徑最大的單口徑射電天文望遠(yuǎn)鏡，于2016年9月建造完成[1-2]。通過幾年的調(diào)試，F(xiàn)AST的性能日臻完善，目前已經(jīng)通過工藝驗收，各項性能指標(biāo)均已達(dá)到驗收標(biāo)準(zhǔn)[3]。在調(diào)試過程中，已經(jīng)產(chǎn)生多項科學(xué)成果[4-16]，目前已經(jīng)對國內(nèi)天文學(xué)家開放觀測時間。

大型射電天文望遠(yuǎn)鏡都在參加VLBI觀測網(wǎng)，從設(shè)計之初，VLBI就是FAST的核心課題之一[1]，并為此建立了一套FAST VLBI系統(tǒng)。FAST未來也將憑借其口徑為VLBI觀測網(wǎng)貢獻(xiàn)高靈敏度的基線。為了使FAST更好地參與VLBI觀測，有必要對現(xiàn)有大型射電望遠(yuǎn)鏡參與其研究的情況進(jìn)行梳理，并基于FAST的特點，探討適合FAST參與的VLBI研究課題，為接下來FAST的VLBI觀測規(guī)劃做鋪墊。

本文第1節(jié)將介紹3臺100 m級口徑射電望遠(yuǎn)鏡參與VLBI研究的情況；第2節(jié)將介紹FAST VLBI系統(tǒng)、適合FAST參與的VLBI研究課題、條紋測試實驗和FAST未來的VLBI規(guī)劃；第3節(jié)為文章總結(jié)。

1 大型射電望遠(yuǎn)鏡的VLBI研究

1.1 阿雷西博望遠(yuǎn)鏡的VLBI研究

“阿雷西博”（Arecibo）望遠(yuǎn)鏡位于美屬波多黎哥，于1963年建成，口徑達(dá)305 m，是FAST建成前世界上口徑最大的單口徑射電望遠(yuǎn)鏡。Arecibo望遠(yuǎn)鏡從1997年開始參與 VLBI 觀測，最開始參與日本 8 m口徑空間射電望遠(yuǎn)鏡 HALCAL （Highly Advanced Laboratory for Communication and Astronomy）的 VLBI觀測計劃 VSOP（VLBI Space Observatory Program）。2001年安裝了VLBI數(shù)據(jù)采集系統(tǒng)Mark6，開始能夠參與美國或歐洲的VLBI觀測網(wǎng)。目前它是歐洲VLBI觀測網(wǎng)（European VLBI Network，EVN）的成員，也能參與高靈敏度陣（High Sensitivity Array，HSA）和全球VLBI網(wǎng)（Global VLBI）的觀測，每年可有4%的觀測時間分配給VLBI觀測。

目前，阿雷西博望遠(yuǎn)鏡可以參與92、49、30、21、18、13、6、5和3.6 cm波段的VLBI觀測，依靠大口徑的優(yōu)勢，為VLBI觀測帶來靈敏度的提升，為VLBI科學(xué)做出了顯著貢獻(xiàn)，主要體現(xiàn)了以下幾個科學(xué)亮點。

1）參加高靈敏度陣HSA，利用三角視場法測量卯星團(tuán)距離

卯星團(tuán)是被研究最多的星團(tuán)，也是被用來定義“零年主序”的星團(tuán)之一，因此可以利用主序擬合來確定其他星體的距離。但卯星團(tuán)本身的距離仍存在爭議，不同測量方法之間存在偏差。比如“依巴谷”（High Precision Parallax Collecting Satellite，HIPPARCOS）衛(wèi)星測得距離為120 pc差距，相比其它方法測得的133 pc差距存在10%的偏差。為了正確測量卯星團(tuán)的距離，Melis等利用HSA對卯星團(tuán)中的射電恒星進(jìn)行了三角視差測距，最初得到幾次測量結(jié)果，與依巴谷衛(wèi)星測量值不符[17]。

2）參加空間VLBI觀測，利用脈沖星觀測發(fā)現(xiàn)可以散射脈沖星輻射的等離子云

和荷蘭WSRT（Westerbork Synthesis Radio Telescope）望遠(yuǎn)鏡一起參與俄羅斯RadioAstron空間望遠(yuǎn)鏡的VLBI觀測，觀測頻率為324 MHz，最大基線長度為2.2 × 105km，角分辨率可達(dá)0.87毫角秒。觀測脈沖星PSR B0950+08，發(fā)現(xiàn)兩塊尺寸分別為4.4～16.4 pc差距和26～170 pc差距的等離子云對脈沖星的輻射產(chǎn)生了散射作用[18]。

3）參加空間VLBI觀測，測量到3C273的亮溫度

與美國GBT一起參加俄羅斯RadioAstron望遠(yuǎn)鏡的VLBI觀測，觀測波長為18cm，最大基線長度為3.24×105km，角分辨率為0.11毫角秒。通過對3C273的測量發(fā)現(xiàn)其亮溫度超過1 014K，這個數(shù)值超過逆康普頓冷卻的上限1 012K或者磁場和粒子能量平衡態(tài)時的1011K。另外，甚長基線陣（Very Long Baseline Array，VLBA）對3C273進(jìn)行了15年左右的監(jiān)測，發(fā)現(xiàn)其洛倫茲系數(shù)為10～15，使得如此高的亮溫度更加難以理解，需要新的理論模型來解釋[19]。

4）參加全球VLBI觀測，發(fā)現(xiàn)三黑洞體系

Deane等通過6 cm和18 cm的Global VLBI觀測發(fā)現(xiàn)一個含有3個黑洞的系統(tǒng)，紅移為0.39。其中最近的兩個黑洞相距約140 pc差距，并使得噴流呈現(xiàn)螺旋結(jié)構(gòu)，可為今后發(fā)現(xiàn)類似的緊密雙黑洞系統(tǒng)提供線索[20]。

1.2 綠岸望遠(yuǎn)鏡的VLBI研究

綠岸望遠(yuǎn)鏡（Green Bank Telescope，GBT）位于美國西弗吉尼亞州，主反射面口徑為100 m × 100 m，是世界上口徑最大的全可動單天線射電望遠(yuǎn)鏡。GBT采用高表面精度的全鋁反射面，工作頻率范圍為0.1～116 GHz，并為了高效利用反射面，采用無遮擋的偏饋結(jié)構(gòu)。2000年GBT建成，開始進(jìn)行VLBI測試，由于其大口徑、工作頻率寬的特點，除了參與EVN、HSA的VLBI觀測，還能參與毫米波VLBI陣GMVA（Global Millimeter VLBI Array）的觀測，另外經(jīng)常與太空望遠(yuǎn)鏡RadioAstron組成空間VLBI觀測陣。

GBT參與的VLBI觀測，除了噴流和脈澤這兩個常見的VLBI課題外，還涉及三角視差測距、脈沖星和黑洞測運動、系外行星搜索等課題。下面列出GBT獲得較多觀測時間的VLBI研究課題。

1）活動星系核巡天

Kovalov利用GBT和俄國10 m口徑太空射電望遠(yuǎn)鏡RadioAstron，以及EVN、VLBA，在0.34、1.68和22 GHz這3個波段，對活動星系核進(jìn)行巡天觀測，研究活動星系核中射電噴流的內(nèi)部結(jié)構(gòu)和外部星系介質(zhì)的性質(zhì)[21]，至今已經(jīng)獲得GBT共293個時間段的觀測，是GBT分配時間最多的VLBI觀測項目。

2）星系外行星搜尋

Bower等利用GBT和VLBA的VLBI觀測，對近鄰的低質(zhì)量M型恒星進(jìn)行高分辨率的天體測量，希望得到行星?低質(zhì)量恒星的特征信息，從而研究M型矮星是否和FGK型恒星一樣，經(jīng)常伴有行星系統(tǒng)，以及行星的質(zhì)量?公轉(zhuǎn)周期關(guān)系隨不同的恒星類型有怎樣的變化[22]。至今獲得GBT共197個時間段的觀測，觀測頻率為8.4 GHz。

3）卯星系團(tuán)VLBI測距

Melis等利用HSA觀測陣對卯星系團(tuán)中的射電星進(jìn)行三角視差測距觀測，發(fā)現(xiàn)所得結(jié)果與依巴谷衛(wèi)星的結(jié)果也存在10%的偏差，從而使用獨立的三角視差測距法確認(rèn)了卯星系團(tuán)距離[17]。項目至今獲得GBT共112個時間段的觀測，觀測頻率為8.4 GHz。

4）巨脈澤宇宙學(xué)

Braatz等利用GBT、VLBA、埃菲斯伯格（Effelsberg）望遠(yuǎn)鏡的VLBI觀測，對水巨脈澤進(jìn)行成圖觀測，希望得到超過10個的水巨脈澤的距離，從而能夠確定哈勃常數(shù)，并且誤差控制在小于3%[23]。項目由4個部分組成：①GBT的巡天觀測，從而發(fā)現(xiàn)最佳候選體；②GBT的監(jiān)測，測量加速度；③VLA的快照觀測，獲得VLBI觀測的校準(zhǔn)源；④VLBI成圖觀測。目前已經(jīng)獲得GBT共108個時間段的VLBI觀測，觀測頻率為23 GHz。

1.3 Effelsberg望遠(yuǎn)鏡的VLBI研究

Effelsberg 100 m射電望遠(yuǎn)鏡位于德國西部的北萊茵?威斯特法倫州，主反射面口徑100 m × 100 m，建于20世紀(jì)70年代，由德國馬普所（Max Planck Institute，MPI）運行，是美國GBT望遠(yuǎn)鏡之前口徑最大的全可動射電望遠(yuǎn)鏡。Effelsberg望遠(yuǎn)鏡采用中心實心鋁板加外圍鋁網(wǎng)的結(jié)構(gòu)，工作頻率為0.3～96 GHz。

從1980年開始，Effelsberg望遠(yuǎn)鏡就作為核心成員參與歐洲VLBI觀測網(wǎng)（EVN），開始VLBI的觀測研究。與GBT類似，Effelsberg望遠(yuǎn)鏡利用其高靈敏度和寬頻率覆蓋的特點參加HSA和GMVA的觀測。

Effelsberg望遠(yuǎn)鏡參與了很多VLBI研究，包括：

1）致密陡譜源的多尺度研究

Snellen等利用EVN和VBLA的觀測研究GPS（Gigahertz-Peaked-Spectrum）的特性隨射電光度、紅移、尖峰頻率的變化關(guān)系，發(fā)現(xiàn)GPS源與致密陡譜源（Compact Steep Spectrum，CSS）的特性類似，以自相似的方式從年輕射電源演化而來[24]。

2）致密對稱源0710+439 的動力學(xué)研究

通過對致密對稱源（Compact Symmetric Object，CSO）的多歷元高分辨率觀測，測得CSO成分的運動速度，推得CSO的演化速度和動力學(xué)年齡，對CSO是年輕射電源并將演化成更大尺度的對稱射電源的論點提供支持[25]。

3）射電星系的樣本研究

通過對射電星系多歷元的高分辨率觀測，研究射電噴流的特性和演化過程[26]。

4）甲醇脈澤的研究

通過對恒星形成區(qū)的甲醇脈澤的成圖觀測發(fā)現(xiàn)，大部分成延展結(jié)構(gòu)且具有線性速度梯度，這與側(cè)視的旋轉(zhuǎn)吸積盤模型匹配。通過動力學(xué)分析，得到質(zhì)量信息，對恒星形成模型進(jìn)行限制[27]。

5）B0218+35.7引力透鏡研究

通過對引力透鏡系統(tǒng)B0218+35.7中愛因斯坦環(huán)上的兩個射電輻射亮區(qū)進(jìn)行高分辨率成圖觀測，發(fā)現(xiàn)兩個亮區(qū)中各自含有兩個射電子結(jié)構(gòu)，子結(jié)構(gòu)的強(qiáng)度比一致，且尺度隨頻率增大[28]。

6）銀河系的天體測量

利用三角視差法測量銀河系懸臂上恒星形成區(qū)附件的水脈澤和甲醇脈澤，得到螺旋角和銀心距，從而研究銀河系懸臂結(jié)構(gòu)[29-30]。

2 FAST的VLBI研究

2.1 FAST VLBI系統(tǒng)

FAST VLBI系統(tǒng)主要由望遠(yuǎn)鏡前端的饋源、后端的終端、時頻系統(tǒng)、存儲系統(tǒng)、數(shù)據(jù)處理系統(tǒng)和運行控制系統(tǒng)組成。

目前FAST擁有7套饋源，從70 MHz～3 GHz（表1），這些接收機(jī)都可以進(jìn)行VLBI觀測。其中，為巡天設(shè)計的19波束接收機(jī)，因其具有19個波束，L波段的視場從3角分?jǐn)U展至23角分，這有利于將來的相位參考觀測。

表1 FAST現(xiàn)有7套接收機(jī)[1]Table 1 Seven sets of FAST receivers[1]

VLBI觀測依賴于時間記錄，需要高精度、高穩(wěn)定性的時間/頻率系統(tǒng)。目前FAST使用的是穩(wěn)定性最好的氫原子鐘，配合全球定位系統(tǒng)（Global Positioning System，GPS）提供的秒信號（a Pulse Per Second，1PPS），另外還有脈沖均分放大器以及時間計數(shù)器，它們共同組成了FAST的時間/頻率系統(tǒng)（圖1）。

圖1 FAST時頻系統(tǒng)Fig. 1 Time/frequency system of FAST

FAST的數(shù)據(jù)采集使用的是基于由美國CASPER（Collaboration for Astronomy Signal Processing and Electronics Research）開發(fā)的ROACH2（Reconfigurable Open Architecture Computing Hardware）數(shù)字后端（圖2），可以單通道輸出16 Gbps的數(shù)據(jù)。對于FAST目前的觀測頻率（低于3 GHz），不需要變頻，光電轉(zhuǎn)換后就可以直接采樣輸出VDIF（VLBI Data Interchange Formnat）格式數(shù)據(jù)。單通道數(shù)據(jù)率可以達(dá)到16 Gbps，與最新的數(shù)據(jù)存儲系統(tǒng)Mark6匹配。

圖2 FAST數(shù)據(jù)采集終端ROACH2Fig. 2 Terminal of FAST：ROACH2

Mark6是由Haystack天文臺開發(fā)的最新一代VLBI數(shù)據(jù)存儲系統(tǒng)（圖3），具有高速數(shù)據(jù)記錄、系統(tǒng)開源、兼容性好的優(yōu)點，未來還能支持實時甚長基線干涉（eVLBI）的觀測。FAST的這套Mark6系統(tǒng)有4個磁盤陣列，每個陣列由8塊專用硬盤組成，共有256 TB的存儲空間，可以支持超過130 h的基帶數(shù)據(jù)記錄。

圖3 FAST數(shù)據(jù)存儲系統(tǒng)Mark6Fig. 3 Data recording system of FAST，Mark6

2.2 FAST VLBI觀測實驗

在FAST調(diào)試期間，做過多次VLBI干涉實驗。首次干涉實驗在FAST與北京國家天文臺樓頂?shù)?.5 m天線之間展開。FAST當(dāng)時使用的是19波束接收機(jī)、ROACH2數(shù)字終端、氫鐘和GPS，4.5 m天線使用的是L波段接收機(jī)、ROACH2終端、銣鐘和GPS，觀測數(shù)據(jù)以基帶數(shù)據(jù)的形式存在電腦硬盤上。受4.5 m靈敏度的限制，選擇了亞星105E作為觀測源。通過對兩組基帶數(shù)據(jù)的相關(guān)分析，成功獲得了相干條紋和時間延遲（圖4）。通過兩組數(shù)據(jù)錯開的通道數(shù)，可推算時間延遲約3.4 ms。

為了更嚴(yán)格地驗證FAST VLBI系統(tǒng)的性能，2019年1月，第二次干涉實驗在FAST與上海天馬65 m望遠(yuǎn)鏡之間展開。最終在2019年1月24日，得到FAST與天馬65 m望遠(yuǎn)鏡的首次VLBI條紋（圖5），這是FAST與成熟射電望遠(yuǎn)鏡之前的首次正式VLBI條紋，標(biāo)志著FAST具有參加VLBI觀測的能力。

圖4 FAST與北京4.5 m望遠(yuǎn)鏡數(shù)據(jù)相關(guān)結(jié)果Fig. 4 Fringe between FAST and a 4.5 m antenna in Beijing

圖5 FAST與天馬望遠(yuǎn)鏡VLBI條紋Fig. 5 The first VLBI fringe between FAST and Tianma telescope

未來還將和更多的射電天文臺站進(jìn)行VLBI干涉實驗，進(jìn)一步完善FAST VLBI系統(tǒng)的性能。

2.3 FAST VLBI研究課題

前面介紹了世界上最大的幾臺射電望遠(yuǎn)鏡Arecibo、GBT 和 Effelsberg 100 m的一些VLBI研究成果，而FAST作為世界上最大的單口徑射電望遠(yuǎn)鏡，可以對VLBI觀測網(wǎng)的靈敏度帶來顯著提升。根據(jù)文獻(xiàn)[16]，現(xiàn)有EVN的靈敏度約為HSA的三分之一，若FAST加入 后，EVN的圖像靈敏度將從16.4 μJy/beam提升至4.5 μJy/beam，優(yōu)于HSA（包含Effelsberg）的4.7 μJy/beam?；贔AST高靈敏度的特點，挑選出適合FAST未來參與的VLBI研究課題。

1）系外恒星系統(tǒng)的成圖

通過組成類似HSA的高靈敏度VLBI陣，解構(gòu)系外熱輻射源的射電精細(xì)結(jié)構(gòu)，對恒星的形成和演化進(jìn)行研究[1]。

2）空間VLBI活動星系核巡天

與RadioAstron組成的空間?地面VLBI觀測網(wǎng)將擁有最高的角分辨率，其18 cm和92 cm的工作頻率也在FAST的頻率覆蓋內(nèi)，利用FAST在靈敏度的優(yōu)勢，對活動星系核射電噴流的內(nèi)部結(jié)構(gòu)和外部星系介質(zhì)的性質(zhì)，以及核區(qū)的大小進(jìn)行測量。

3）伽瑪暴余暉的演化

伽瑪暴爆發(fā)后會有余暉現(xiàn)象，并在射電波段有輻射。FAST加入類似HSA的高靈敏度VLBI觀測網(wǎng)，可以觀測到更短時標(biāo)內(nèi)余暉的變化情況。

4）河外OH超脈澤

OH超脈澤來源于恒星形成區(qū)周圍或者星系核周圍吸積盤，VLBI高分辨觀測有助于研究活動星系核（Active Galactic Nucleus，AGN）周圍的物質(zhì)結(jié)構(gòu)和動力學(xué)，反演星系合并歷史[31]。

5）活動星系核和星爆星系中的HI吸收線

星系際物質(zhì)為活動星系核和星爆星系提供物質(zhì)和物理條件，其成分構(gòu)成和動力學(xué)需要VLBI高分辨觀測。HI發(fā)射線量溫度較低（約100 K），不適合長基線高分辨率觀測，對于小于1角秒的精細(xì)結(jié)構(gòu)需要依賴HI吸收線的VLBI觀測[31]。

6）對脈沖星進(jìn)行多歷元的天體測量，獲得脈沖星位置、距離、徑向速度等的高精度測量。這種不依賴模型的測量方法將有助于改進(jìn)銀河系電子密度模型，也為研究脈沖星本身提供高精度信息，未來可在脈沖星導(dǎo)航等方面有應(yīng)用[31]。

2.4 FAST VLBI規(guī)劃

2.4.1 FAST VLBI系統(tǒng)的完善

FAST已經(jīng)得到首條干涉條紋，但若要參加標(biāo)準(zhǔn)的VLBI觀測，還需要對VLBI系統(tǒng)進(jìn)行完善。

首先需要一套運行觀測系統(tǒng)，能夠監(jiān)測和控制VLBI系統(tǒng)的運行，執(zhí)行VLBI觀測計劃。目前FAST團(tuán)隊正在開發(fā)一套適配FAST的運行控制系統(tǒng)，連接數(shù)字終端和Mark6，控制VLBI觀測。

其次，F(xiàn)AST還需要與更多的臺站進(jìn)行VLBI干涉實驗，進(jìn)一步檢驗VLBI觀測系統(tǒng)的可靠性、更精確的臺站坐標(biāo)等信息，也將進(jìn)一步提升FAST VLBI的觀測能力。

為了方便VLBI觀測實驗，需要安裝一套相關(guān)處理機(jī)，得到時間延遲等信息。FAST現(xiàn)場也將安裝一套軟件相關(guān)處理機(jī)DiFX，VLBI觀測數(shù)據(jù)可以直接在FAST現(xiàn)場進(jìn)行相關(guān)處理。

2.4.2 相位參考技術(shù)

相位參考技術(shù)是通過在校準(zhǔn)源與目標(biāo)源之間的切換觀測，將相位校準(zhǔn)源的時延等參數(shù)應(yīng)用到目標(biāo)源上，通過提高積分時間，實現(xiàn)對暗弱目標(biāo)源的VLBI觀測。目前大部分對暗弱源的VLBI觀測都需要運用相位參考技術(shù)。

實現(xiàn)校準(zhǔn)源與目標(biāo)源的來回切換，對望遠(yuǎn)鏡的換源速度有要求，換源速度太慢將影響觀測效率。目前對于FAST，5°范圍內(nèi)換源需要大概5 min，1°范圍內(nèi)的換源大約需要1 min。采用和Arecibo類似的策略，推薦1°范圍內(nèi)的相位參考，將是實現(xiàn)FAST相位參考觀測最簡單的方式。

另外，建設(shè)一臺小口徑的天線只對準(zhǔn)參考源，而FAST只對準(zhǔn)目標(biāo)源，也可以實現(xiàn)相位參考觀測。這種觀測模式，對目標(biāo)源參考源的距離沒有限制，F(xiàn)AST的觀測效率也能明顯提高。

2.4.3 FAST加入VLBI觀測網(wǎng)

FAST以其靈敏度高的特點，可以明顯提升VLBI觀測網(wǎng)的靈敏度。如圖6所示，對于一個2.5 h的EVN觀測來說，F(xiàn)AST只需參與80 min就能將EVN的靈敏度提升一倍。而FAST能否參加現(xiàn)有VLBI觀測網(wǎng)，受到站址、望遠(yuǎn)鏡觀測天區(qū)的限制。如對于美國的VLBA或HSA來說，由于臺站位置原因，有效基線數(shù)目和長度隨著源的赤緯增加（圖8），對于赤緯小于40°的目標(biāo)源，大部分天線與FAST不能形成較長的有效基線（圖7，8）。對EVN、中國VLBI網(wǎng)（CVN）、東亞VLBI網(wǎng)（EAVN）來說，F(xiàn)AST可以貢獻(xiàn)高靈敏的長基線。另外，對于澳大利亞的長基線陣（Long Baseline Array，LBA），F(xiàn)AST可以貢獻(xiàn)南北方向的高靈敏基線，有利于高分辨率成圖的準(zhǔn)確性（圖9）。

圖6 2.5 h EVN靈敏度隨著FAST參與時間的變化Fig. 6 Sensitivity of a 2.5 h EVN observation improves with the time that FAST contributes

由于FAST目前主要裝備3 GHz以下頻率的接收機(jī)（表1），VLBI觀測網(wǎng)的觀測頻率是另一個限制因素。像KVN的觀測頻率大于20 GHz，而EVN、LBA、VLBA都具備1.6 GHz的觀測能力，另外天馬望遠(yuǎn)鏡、南山望遠(yuǎn)鏡、洛南40 m望遠(yuǎn)鏡也配有L波段的接收機(jī)，可以與FAST組成L波段CVN觀測網(wǎng)。

圖7 FAST與VLBA對赤緯40°源的uv覆蓋Fig. 7 Uv coverage of VLBA with FAST for a source of 40 degree in declination

圖8 FAST與VLBA臺站對不同赤緯源的跟蹤時間范圍Fig. 8 Tracking time between FAST and VLBA stations

圖9 FAST與LBA對赤緯30°源的uv覆蓋Fig. 9 Uv coverage of LBA with FAST for a source of 30 degree in declination

綜合考慮，根據(jù)現(xiàn)有VLBI觀測網(wǎng)的狀態(tài)，F(xiàn)AST參加CVN、EVN、LBA的VLBI觀測，將能發(fā)揮其極高靈敏度的優(yōu)勢。

3 結(jié)束語

本文總結(jié)了現(xiàn)有口徑超過100 m射電望遠(yuǎn)鏡參與VLBI觀測和研究現(xiàn)狀，并詳細(xì)介紹了FAST VLBI系統(tǒng)的各個組成。目前FAST VLBI系統(tǒng)已經(jīng)初步建立，并與天馬望遠(yuǎn)鏡產(chǎn)生了首條VLBI干涉條紋。結(jié)合FAST特性，還討論了適合FAST參與的VLBI研究課題和VLBI觀測網(wǎng)，并對FAST參與相位參考模式觀測進(jìn)行了討論，選擇較近的參考源或者建設(shè)一臺小口徑天線將能提高FAST參與VLBI觀測的效率。