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''' 甚长基线干涉测量 ''' （ [[ 英语 ]] ：Very-long-baseline interferometry, VLBI），是 [[ 射电天文学 ]] 中使用的一种射电干涉测量技术<ref>[https://www.sohu.com/a/307121238_267106 科普：“甚长基线干涉测量”——打造“地球级别”望远镜] ，搜狐，2019-04-10</ref>。这种将来自不同 [[ 天文望远镜 ]] 的观测信号送往相关器进行联合处理，使其组成一台口径相当于望远镜之间距离的虚拟射电望远镜。通过对同一深空射电源进行测量，可以高精度地确定两台望远镜之间的距离和方向。其中，望远镜间的距离由射电信号到达两台 [[ 望远镜 ]] 中的天线的时间延迟差确定，望远镜间的方向则通过其与射电源方向的夹角确定。

在干涉测量技术中，望远镜的 [[ 角分辨率 ]] 与其口径的宽度成正比。在传统的联线干涉测量技术中，望远镜需要通过电缆、波导管和光纤等传输方式进行联接，使得干涉测量基线的长度受到限制。甚长基线干涉测量技术通过高精度、高稳定性的原子钟和高密度的记录设备，将信号与其被接收的时刻相关联，并通过事后回放的方式对观测数据进行比对，从而使望远镜之间的距离不再受到联线干涉测量中 [[ 电缆 ]] 距离的限制。因此，组成干涉测量基线的望远镜之间的距离可以跨越大洲<ref>[https://www.kechuang.org/t/12723 甚长基线干涉测量技术]，科创，2009-02-16</ref>，达到数千甚至上万公里。通过发射卫星天线到太空中，干涉测量基线的距离还可以超越 [[地球直径| 地球的直径 ]] ，并使 [[ 对流层 ]] 和电离层对观测信号的影响得以被消除或减弱，这一技术又被称为空间甚长基线干涉测量（英语：Space VLBI, SVLBI）技术。

甚长基线干涉测量系统主要由 [[ 天线 ]] 、 [[ 接收机 ]] 、数据记录终端、 [[ 原子钟 ]] 和时间同步系统以及相关处理系统等部分组成。射电源的 [[ 电磁波 ]] 信号通过抛物面状的反射天线面集中到天线馈源，由馈源转换为高频电信号并传输给接收机。接收机对高频电信号进行放大后，混频到中频的基带信号上，使信号能够记录于 [[ 数据 ]] 记录终端中。原子钟负责提供高频率和高稳定度的频率基准，为数据记录提供精确的记录时间，时间同步系统则负责将不同来源的时间比对到统一的标准时间上。相关处理机则对记录到的观测信号进行相关处理和分析，得到干涉测量 [[ 图像 ]] 、信号间的时间延迟差和时间延迟率等基本观测量。