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title: "分散的望远镜怎样拼出图像"
description: "一对望远镜测量天空中的一种条纹。改变基线方向，再借地球自转补充观测，图像才逐渐显现。"
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last_modified: "2026-10-28"
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[从电波延迟走到 EHT 干涉成像](https://sandboxphysics.com/zh/stories/interferometric-imaging/)

AC05 · Concept

# 分散的望远镜怎样拼出图像

Sandbox Physics · 2026-10-28

把相距很远的望远镜收到的电波放在一起比较，就能分辨单台天线看不清的细节。每一对望远镜都在问：天空有多像某一种条纹？测过足够多的条纹，便能从这些答案里恢复图像。

## 天线之间的距离也能帮助分辨细节

设想两颗星靠得很近，射电望远镜里只剩一个模糊亮点。把天线做大，通常能分得更清：宽大的接收口径允许我们比较电波在较远位置的差别。另一个办法，是在远处再放一台望远镜，把两处录下的信号拿来比较。天线之间的距离叫基线，它也给出了比较电波的空间跨度。

两台天线不必把电波送进同一面镜子。它们各自记录快速变化的电信号，再按传播时间对齐。相关器把对齐的信号相乘、取平均。来自选定方向的电波能对上；换一个方向，两个波在周期里的位置就会错开。这个位置叫相位。

基线越长，天空方向只变一点，相位就能变很多。长基线因而对细小的角度差别更敏感。真正收集电波的仍是那几面天线，天线面积与接收机噪声决定我们能测多暗的源。远距离带来精细的角分辨能力，两者回答的是不同问题。

对应阅读：NRAO Essential Radio Astronomy, Chapter 3, aperture synthesis

## 一对望远镜像在天空上铺一张条纹纸

想象在天空上盖一张透明纸，纸上画着明暗相间的条纹。把亮条纹下面的光加起来，再减去暗条纹下面的光。接着把条纹平移四分之一个周期，再算一次。两个数合在一起，就是一个复可见度。它同时保存信号有多强，以及条纹挪到哪里最合适。

天空只有一个亮点时，各种条纹通常都能测到很强的信号。换成两个亮点，两个点落在条纹的什么位置就很重要：它们可能相互加强，也可能抵消。一个铺开的星盘会跨过许多明暗条纹，长基线上的信号往往变弱。两台望远镜各自都没拍清星盘，合起来却已经测到了它的大小。

转动基线，条纹也跟着转。拉长基线，条纹间距变小。只沿东西方向摆天线，便很难分辨南北方向的结构。我们得换几个方向和长度，才能把那些原先给出同样答案的形状分开。

对应阅读：NRAO Essential Radio Astronomy, Chapter 3, aperture synthesis · EHT Collaboration, First M87 Results IV, arXiv:1906.11241v1

## 地球自转会补上新的观测方向

望远镜固定在地面上，地球却一直在转。同一条基线垂直投影到光源方向时，长度与朝向都会随时间改变。把这些投影画在一张图上，一对天线就能留下一段弧线。这张图叫空间频率平面，记录阵列已经测过哪些条纹。

多观测几个小时的价值，除了减小随机噪声，还在于阵列换了角度继续看。新加一台望远镜也很划算：它会与原有每一台组成新的一对。四台有六对；加到五台，立刻多出四对。

不过，拼接这些观测时得关心天空变没变。光源如果变得比地球转动还快，把整夜信号当成同一个静止形状，就会混合时间变化与空间结构。动态成像于是拟合一连串图像，并明确说明相邻画面允许怎样变化。

对应阅读：NRAO Essential Radio Astronomy, Chapter 3, aperture synthesis · Johnson et al., Dynamical Imaging with Interferometry, arXiv:1711.01286v1

## 没测到的条纹，会怎样影响照片

真实阵列只能测到很少一部分条纹。直接把已有信号相加，会得到一幅“脏图”。名字有点奇怪，却很贴切：天空中的每个亮点都被阵列自己的模糊图案拖出一圈旁瓣。旁边冒出的亮斑、暗斑，可能只是采样留下的影子。脏图出现负值，也不需要天空真的发出负亮度。

接下来，成像程序寻找能产生这些观测信号的正亮度分布。候选图像往往不止一幅。偏好平滑，就更愿意让亮度缓慢变化；偏好集中，就更愿意把光留在中心。采样稀疏时，这些选择会改变肉眼看得见的结构。把几种重建摆在一起，便能看清观测究竟决定了多少。

2019 年事件视界望远镜的 M87 成像论文，把这样的比较做得很细。不同团队使用独立方法，拿已知形状的模拟源练习，又大范围改变成像设置。多种方法都保留了环形尺度结构，这成为结果可信的一部分。照片背后，还有一整套标定、模拟检验和模型比较。

大气会让每台望远镜的相位乱跑，三角形却能留下一个特别稳健的量。沿同一方向绕三台望远镜走一圈，把三条边的信号相乘。每台天线带来的相位误差，一次相加、一次相减，正好抵消。剩下的角度叫闭合相位。它让分散在各地的望远镜，在大气不够安静时仍能读到光源的不对称性。

对应阅读：EHT Collaboration, First M87 Results IV, arXiv:1906.11241v1 · EHT 2019-D01-01 M87 data release, pinned commit 27ae76a

## [换一组阵列能看到的方向](https://sandboxphysics.com/zh/labs/stellar-interferometer/)

1. 从“交叉基线”开始。在地球上拖动一台望远镜，比较下方的空间频率覆盖和脏波束。
2. 依次选择“基线挤在一个方向”和“让地球转起来”，观察重建光源的哪个方向更容易分清。
3. 选“加入大气相位误差”，展开比较图，看看原始脏图与独立点源标定后的图像有什么差别。

[下一篇：从电波延迟推到复可见度](https://sandboxphysics.com/zh/stories/interferometric-imaging/from-wave-delay-to-complex-visibility/)

## 来源与计算范围

1. [NRAO Essential Radio Astronomy, Chapter 3, aperture synthesis](https://www.cv.nrao.edu/~sransom/web/Ch3.html)

   小视场傅里叶关系与地球自转综合，重点为式 3.180–3.200。浏览器采用球形地球、单一波长和有限像素天空。

2. [EHT 2019-D01-01 M87 data release, pinned commit 27ae76a](https://github.com/eventhorizontelescope/2019-D01-01/tree/27ae76aacb9067a83388395c3826012b97aac371)

   实测数据为 2017 年 4 月 10 日 EHT-HOPS SR1 网络标定后的 Stokes I，低频段中心频率 227.0707 GHz。教程保留发布者 CSV，并选取同时刻 AA–AZ–LM 三角形。数据采用 PDDL 1.0。

3. [EHT Collaboration, First M87 Results IV, arXiv:1906.11241v1](https://arxiv.org/abs/1906.11241v1)

   固定为 2019 成像论文的 v1，DOI 10.3847/2041-8213/ab0e85。阅读图 1、3、5、7，站点增益式 7、正则成像式 14 及附录 A。本页链接原图，不另行复制论文图片。

4. [Johnson et al., Dynamical Imaging with Interferometry, arXiv:1711.01286v1](https://arxiv.org/abs/1711.01286v1)

   固定为 2017 年 11 月 3 日版本，DOI 10.3847/1538-4357/aa97dd。第 2.3–3 节与式 3 说明时间正则化；图 7–10 使用模拟黑洞观测，图 12 使用跨历元的真实 7 毫米 VLBA M87 数据。