1. 中国vlbi网
第10名:熊湖RT-64射电天文望远镜
位于俄罗斯莫斯科附近的熊湖射电天文台（BLRAS），它是一个直径64米的碟形射电望远镜，由莫斯科电力工程学院特别研究局于1979年架设，1983年投入使用。它有一个准抛物线轴向对称的格雷戈里镜系统，有直径6米的副反射器和多波段馈电喇叭系统。碟内装有通过程序化的副反射镜运动来补偿重力变形的系统。
它是俄罗斯深空跟踪网的一部分，该网络控制着俄罗斯所有火星和金星计划的深空任务，并接收来自这些航天器的遥测信息（即接收带有金星表面全景的信号），参与VEGA项目中金星大气动力学气球的差分VLBI测量。
第9名：帕克斯（澳大利亚）
帕克斯射电望远镜位于澳大利亚新南威尔士州帕克斯镇以北的帕克斯天文台，是一个直径64米的活动碟式望远镜，是南半球第二大望远镜，也是世界上最早的大型活动碟式望远镜之一。帕克斯射电望远镜是用于接收 "阿波罗11号"登月直播电视图像的几根射电天线之一。几十年来，它的科学贡献使澳大利亚广播公司在运行50年后将其描述为"澳大利亚有史以来最成功的科学仪器"。
1961年完工的帕克斯射电望远镜是联邦科学与工业研究组织辐射物理学实验室主任E.G. Taffy Bowen的杰作。在第二次世界大战期间，他曾在美国从事雷达开发工作，并与美国科学界建立了联系。这个老男孩利用自己的人脉，说服了两个慈善组织——卡内基公司和洛克菲勒基金会——资助了望远镜一半的费用。正是由于来自慈善机构的关键财政支持，老男孩又成功说服了澳大利亚总理罗伯特-孟席斯，同意资助项目的剩余部分。
2020年8月10日，帕克斯天文台被列入澳大利亚国家遗产名录。
第8名：天马（中国）
天马射电望远镜是中国科学院与上海市合作的重大项目。项目的总体目标是建设一台孔径65米的全向移动射电望远镜。该项目于2008年10月底获批，于2009年12月29日奠基，2010年3月19日开工建设，到2012年10月28日竣工，共历时4年。在涉及天线系统、接收系统、主动移动系统、终端系统、台站控制、时频系统等各个阶段都很好地完成了任务。此外，试验站的建设和天文实验观测也按项目计划完成。
天马高70米，重约2700吨，是目前我国口径最大、频率范围最宽的全向移动式高性能射电望远镜。它的工作波长从7毫米到21厘米，分8个部分，覆盖了射电天文观测的整个厘米和长毫米范围。
第7名：洛弗尔（英国）
洛弗尔射电望远镜位于英格兰西北部的乔德雷尔·班克天文台。在1957年建成时，它是世界上最大的可转向盘射电望远镜，直径达76.2米。
2006年9月，洛弗尔射电望远镜在BBC寻找英国最伟大的"无名地标"在线竞赛中获胜，2007年是该望远镜诞生50周年。
如果空气足够晴朗，从曼彻斯特的高层建筑，以及更远的宾夕法尼亚半岛、兰开夏郡的冬山、斯诺登尼亚、柴郡的比斯顿城堡等地都可以看到洛弗尔射电望远镜。
第6名：埃菲尔斯伯格（德国）
埃菲尔斯伯格是位于德国波恩附近的射电望远镜，其抛物面直径100米。29年来，埃菲尔斯伯格射电望远镜一直是地球上最大的完全可转向射电望远镜，2000年，它被美国绿岸天文台的绿岸望远镜所超越。
埃菲尔斯伯格于1968年至1971年建造，1972年8月1日落成。建造直径为100米的射电望远镜的一个主要技术难点是，如何处理镜面旋转指向不同方向时因重力而产生的变形。埃菲尔斯伯格望远镜使用了一种新颖的计算机设计的镜面支撑结构，这种结构的变形方式使变形后的镜面将始终呈现抛物线形状。
第5名：绿岸（美国）
位于美国西弗吉尼亚州绿岸的绿岸射电天文望远镜（GBT）是世界上最大的可完全转向射电望远镜。绿岸射电天文望远镜拥有100米×110米的椭圆收集区域，无阻塞的孔径以及良好的表面精度，使得整个望远镜在0.1-116 GHz工作范围内具备超强的灵敏度。
绿岸是可完全转向的，探测到当地天球85%的区域。它每年用于天文学的时间约为6500小时，其中每年有2000-3000小时用于高频科学。绿岸的科学优势在于它的灵活性和易用性，可以对新的科学理念做出快速反应。
绿岸于2001年开始正常的科学运作，它是在一台倒塌望远镜的基础之上建造的，这台90.44米的抛物面望远镜于1961年10月开始观测，却在1988年11月15日倒塌。
第4名：阿雷西博（波多黎各）
阿雷西博望远镜是一座305米的球面反射射电望远镜，位于波多黎各阿雷西博附近的阿雷西博天文台的一个天坑中。碟形天线上方150米处安装了一个钢缆固定的可转向接收器和几个发射信号的雷达发射器。阿雷西博望远镜于1963年11月完工，在53年的时间里，它一直是世界上最大的单孔望远镜，直到2016年7月被中国贵州的天眼超越。
阿雷西博望远镜主要用于射电天文学、大气科学和雷达天文学的研究，以及搜索地外智慧（SETI）的项目。美国宇航局还将该望远镜用于近地天体探测计划。该天文台主要由美国国家科学基金会（NSF）资助，并得到了NASA的部分支持。
阿雷西博在2017年被飓风破坏，在2019年和2020年受到地震的影响，在2020年出现两次钢缆断裂，部分反射盘损坏。深思熟虑后，NSF会于2020年11月19日宣布，该望远镜将退役并拆除，射电望远镜和激光雷达设施仍在运行。然而阿雷西博并没能撑到退役，2020年12月1日，剩余的几根钢缆发生了严重故障，支撑结构、天线和穹顶组件于全部落入反射盘。
第3名：RATAN-600（俄罗斯）
RATAN-600是俄语“科学院射电望远镜-600”的缩写，是位于俄罗斯卡拉恰伊-切尔克斯共和国泽连丘克斯卡亚的一台射电望远镜，于1974年建成，海拔970米。它由直径576米的矩形射电反射器和一组二级反射器和接收器组成。
RATAN-600拥有895个2×7.4米的反射器，每一个都可以分别调整角度，将射入的无线电波反射到中央锥形二级反射镜上，或反射到五个抛物线圆柱体中的一个。每个二级反射镜都有一个仪器舱，里面有各种接收机和仪器。总体效果是一个部分可转向的天线，当使用中央锥形接收器时，其最大分辨力相当于一个直径近600米的碟形天线，使其成为世界上最大直径的个人射电望远镜。
第2名：天眼（中国）
天眼是一座位于贵州平塘县大窝凼洼地的射电望远镜，它有一个直径500米的碟形天线，建在天然的洼地中。天眼是目前世界上最大的填充口径（即全口径均有反射面的）射电望远镜，还是仅次于俄罗斯RATAN-600环状射电望远镜的世界第二大的单一口径射电望远镜。
其实，“五百米口径球面射电望远镜”才是它的官方名称，不过最为百姓所熟知的是它的绰号“天眼”。很少有人知道的是，它有一个霸气十足的英文名“FAST”，翻译过来也很简单，就一个字“快”。
天眼的设计很新颖，利用4500块面板组成的活动面，实时形成一个移动的抛物线金属面板，装有馈电天线的舱室用电缆悬挂在天线盘上方，可以利用绞盘自动移动，引导仪器接收不同方向的信号。它的观测波长为10厘米至4.3米。
天眼于2011年开始建设，于2016年9月观测到第一道光。经过三年的测试和调试，最终于2020年1月11日宣布全面运行。天眼在2017年8月首次发现距离地球16000光年和4100光年的两颗脉冲星，到2018年9月，FAST已经发现了44颗新脉冲星。
第1名：甚大天线阵（美国）
甚大天线阵（VLA）是一个厘米波长的射电天文学观测站，位于新墨西哥州中部的圣奥古斯丁平原，海拔高度2120米。VLA隶属于美国国家射电天文台（NRAO），于1981年建成。其实VLA是英文“Very Large Array”的缩写，直译过来就是“非常大的阵列”，美国人起名字还真有点简单粗暴呢。
VLA由28台25米射电望远镜组成，呈Y形阵列部署，并拥有作为干涉仪运行的所有设备、仪器和计算能力。每台巨大的望远镜都安装在双平行的铁轨上，因此阵列的半径和密度可以进行变换，以调整其角度分辨率和表面亮度灵敏度之间的平衡。
天文学家利用VLA对年轻恒星周围的黑洞和原行星盘做出了关键观测，发现了磁丝并追踪了银河系中心复杂的气体运动，探测了宇宙的宇宙学参数，并提供了有关产生射电发射的物理机制的新知识。
2. vlbi技术的应用
南仁东事迹简单概括
南仁东（1945年2月19日—2017年9月15日），男，满族，群众，吉林辽源人，中国天文学家、中国科学院国家天文台研究员
南仁东事迹：
①1984年始，南仁东使用国际甚长基线网对活动星系核进行系统观测研究，首
次在国际上应用VLBI“快照”模式，取得丰富的天体物理成果。
②1994年7月，提出500米口径球面射电望远镜（FAST）工程概念。
③2012年，指导FAST973项目“射电波段的前沿天体物理课题及FAST早期科
学研究”的立项及组织实施；确立了FAST实现世界首个漂移扫描多科学目标同时巡天的原创科学策略；提出调试阶段全波段监测蟹状星云脉冲星的优先观测计划；建议了用于望远镜调整期及早期试观测的单波束和多波束接收机，前者已投入试观测。
3. vlbi站
甚长基线干涉测量方法：
甚长基线干涉测量方法是对用两架或多架分别相距几千公里以上的射电望远镜同时接收同一 天体的射电波进行干涉处理的测量方法。
它是采用原子钟控制的高稳定度的独立本机振荡系统和磁带记录装置，把两个或多个天线在同 一时刻接收同一射电源的信号各自记在磁带上，然后把磁带送到处理机进行相关运算，求出观测值。射电源发出的电磁波，由基线两端的天线接收时，地球自转的影响会使电磁波的波前到达两天线的几何程差不断改变。两路信号相关的结果，就得到干涉条纹。在由处理机对两个“数据流”作相关处理时，用寻找最大相关幅度的方法，求出两路信号的相对时间延迟和干涉条纹率。如果进行多源多次观测，由所得延迟和延迟率即可求得射电源的位置和基线距离，并可根据基线变化推算出极移和世界时等参数。
4. VLBI技术
考虑相差都处理的很理想的情况下，那就增大口径了。
考虑望远镜以外的因素，一个问题就是大气的seeing。。。如果不做处理，这个大概是望远镜分辨率的10倍多吧。。
这个望远镜不太好办。。现在多数用的是AO技术吧。别的就是把望远镜发到太空上去。
射电波段，大家经常用干涉技术，来提高分辨率。VLBI的基线可以到几千km。
光学/近红外也有一些干涉仪，基线最大的好像有300m多点吧。
5. vlbi观测站
南仁东1963年就读于清华大学，于中国科学院研究生院获硕士、博士学位。后在日本国立天文台任客座教授，1982年，他进入中国科学院北京天文台工作。1994年起，一直负责FAST的选址、预研究、立项、可行性研究及初步设计。作为项目首席科学家、总工程师，负责编订FAST科学目标，全面指导FAST工程建设，并主持攻克了索疲劳、动光缆等一系列技术难题。2016年9月25日，其主持的FAST落成启用。
2017年9月15日晚，南仁东因肺癌逝世，享年72岁。[3][4]2018年12月18日，党中央、国务院授予南仁东同志改革先锋称号，颁授改革先锋奖章，并获评“中国天眼”的主要发起者和奠基人。[5]2019年9月17日，国家主席习近平签署主席令，授予南仁东“人民科学家”国家荣誉称号。[6][7]2019年9月25日，被评选为“最美奋斗者”。[8]
6. VLBI台站
航天器（包括卫星、飞船、探测器等等）有三大类方式来确认自己的轨道。
这三种方式，用通俗的话来说，就是：地面遥测、航天器自己测、其他航天器帮你测。
0#如何确定轨道
在讨论如何测轨道之前，我们先来讨论一下测什么可以确定轨道。
这是一个远早于航天史的问题，天文学家在摸索太阳系行星轨道时就做了深入的研究，
开普勒通过自己和第谷的观测数据，总结出了著名的开普勒行星运动三定律：
一颗行星的轨道是椭圆形，太阳位于其焦点；
连接行星和太阳的线段在相同时间内扫过相同的面积；
行星轨道周期的平方与其轨道的半长轴的立方成正比。
开普勒三定律，不仅适用于太阳和行星，也适用于所有的人造行星、卫星的轨道。此后的天文学家和数学家们基于开普勒等人的研究，探究了多种方法：
高斯的测量方式是确定行星在天球坐标的两个点，以及两个点对应的时间，通过计算观测的飞行时间内穿过两点的椭圆轨道来测定轨道和速度；
吉布斯的测量方式是确定行星的三个轨迹点，通过三个点确定椭圆轨道，这一方式可以衍生出最基本的GPS导航卫星的定位方式；
拉普拉斯的测量方式是测量行星的三个点的方位角、俯仰角和对应的时间，这一做法由于其算法的快速收敛和稳定而被广泛应用。
总之，在航天还只存在于人类的梦想中时，测量轨道的计算方式已经确立了，接下来就是如何测量的问题了。
1#地面遥测
地面遥测的方式有两种，光学遥测和雷达遥测。光学遥测的特点在于激光测距的精度更高，但受天气影响很大，而雷达遥测则几乎不受天气影响。
在雷达遥测中，分主动式遥测和接收航天器遥测信号两种类型，前者不需要卫星的任何配合，但输出功率和天线增益要求高，后者则是通过接收航天器发射的信号来测试。
雷达遥测的方式则有三种：干涉测量，雷达测距和多普勒测速。
干涉测量利用多个独立的天线接收到的信号之间存在相位差来测量，这里以两个雷达举例，两座雷达间隔距离为D，俯仰角为θ，雷达波长为λ，测出的相位差Δφ满足：
常见的测量宇宙星系和深空探测器距离的方式就是通过甚长基线干涉测量（VLBI）的，几台望远镜可以相隔很远的距离，模拟一个超大口径的天线。
雷达测距的方式和激光测距方式相同，就是通过测量信号往返时间来测量距离的，由于航天器的速度较快，多普勒效应比较明显，而激光的频率较高，因此测量精确度更高。
多普勒测速的方式也是所有雷达最常用的的功能之一，利用的就是相对运动中的波源会发生频率偏移，相对速度的计算公式如下：
值得一提的是，一部雷达难以同时兼顾测距和测速，测距的方式往往会产生速度模糊，而测速的高重频方式会产生距离模糊。
2#航天器自行测量
自行测量可以分为测自己和寻找外界参考，测自己的主要设备是陀螺仪，通过陀螺仪了解航天器自身实时的姿态控制。
寻找外界参考有多种方式：
人造卫星可以携带高度计，可以直接测量自己的实时轨道高度，高度计的仍然是卫星携带的激光测距或雷达测距装置。
而深空航天器早已脱离地球，高度计已经用处不大，因此通常采用测星的方式。
这个方法可以追溯到大航海时期的水手们。而没有GPS等导航卫星时期的潜艇，在长期潜航，安全浮出水面后，面对星空的第一件事，不是感叹，而是赶紧测星来修正自己的位置。
通常深空航天器的测星仪会存上千个恒星的坐标，对准浩瀚的太空，通过比对数据来确定自己的方位。
3#其他航天器协助测量
GPS、北斗等导航卫星不仅能在地面进行定位，也能在低地球轨道LEO对卫星进行定位，在保证精度的情况下的高度可达到 3000 km。而绝大多数 导航卫星位于22000km左右的中地球轨道MEO和36000km的地球同步轨道GSO。导航卫星也可以定位地球同步轨道GSO的轨道，不过误差可以达到km级。
此外，ll-SST低轨道卫星星间追踪技术也可以对彼此之间的轨道进行测量和定位，这种 情况尤其适用于同类型同轨道的卫星之间的轨道测量。
