甚长基线干涉把地球当镜片，代价是必须相干

两只耳朵听同一个声音，就能判断方向，靠的是声波到达两耳的时间差，几十微秒就够了，这不需要任何仪器。相隔几千公里的两台射电望远镜做的是同一件事，只不过它测的不再是声压，而是电磁波的相位差，精度高到能分辨毫角秒——相当于坐在巴黎看清纽约街头的一份报纸。

甚长基线干涉（Very Long Baseline Interferometry, VLBI）把相距几千公里的射电望远镜当成一台使用，角分辨率约等于波长除以基線长度。8000 km 基線在 3 mm 波段给出约 0.08 毫角秒，比单台百米级天线在同一波段高四个数量级。

干涉测的是相位差，不是把光叠在一起

两路信号送进相关器相乘，输出随基線投影方向变化而起伏，形成干涉条纹。条纹的相位，对应目标亮度分布在某个空间频率上的一个复分量。

关键是相干：两路信号必须在同一时间基准上采样。差一纳秒，3 mm 波段就转过几百圈相位，条纹彻底糊掉。这是 VLBI 与普通成像最本质的区别——它先在时间上对齐，才在空间上合成。

地球转一小时，基線在天空投影的方向就变十五度。同一对台站因此在 u-v 平面上划出一段椭圆弧，采样点连成轨迹。

台站越多、基線组合越多，覆盖越密。图像质量取决于 u-v 覆盖的完整程度，而不是单台天线的口径。这也是为什么增加台站的收益，往往比增大单口径更明显。

早期 VLBI 用磁带记录，带宽只有几兆赫兹；现在用高速硬盘加氢脉泽，带宽到吉赫兹量级，灵敏度大致按带宽的平方根增长。

时间基准靠氢脉泽，稳定度在 10⁻¹⁴ 量级，观测期间还要用卫星导航信号做长期对齐。这套时频系统本身就是 VLBI 的一半技术含量，也是它最难搬到太空的原因。

VLBI 的毫角秒定位被用来测板块运动、地球自转参数与参考架实现，也能给深空探测器做导航。天体测量上，位置精度可以到几十微角秒。

在射电天文学里，它看的是活动星系核的致密核心、脉泽盘、喷流根部。分辨率越高，看到的结构越接近引力主导的区域，这也是把基線往太空延伸的动机。

观测证实致密射电源的毫角秒结构、喷流中的视超光速运动、银心射电源的散射展宽，都由 VLBI 直接测到，且与地面其他手段交叉一致。

理论预言干涉条纹的可见度与目标亮度分布是傅里叶变换对。这是数学上的先验关系，不依赖任何天体物理假设，因此结论的可靠性不靠模型。

尚未定论亚毫米波段的大气相位抖动能否被足够好地校正，从而把 VLBI 推到更短波长，目前只有少量试验结果，能否常规化还没有答案。

两台望远镜离得远，信号怎么合起来？

各自用原子钟打时间戳记录，事后把数据送到相关器对齐相乘。不需要实时连线，这也是 VLBI 能跨洲甚至跨洲际运作的前提。

为什么分辨率不是两台口径之和？

分辨率由基線长度决定，集光面积仍由单台天线口径决定。两个量分开：基線拉长提高锐度，天线加大提高灵敏度。

光学波段也能做 VLBI 吗？

技术上有强度干涉方案，已经测过几颗恒星的直径。但光学相位极不稳定，成像应用非常有限，主流仍是射电与毫米波。