空间大地测量学
1、试述VLBI原理及其应用。

（VLBI，very long baseline
interferometry)缩写甚长基线干涉测量技术。

简单来说，VLBI就是把几个小望远镜联合起来，达到一架大望远镜的观测效果。

这是因为，虽然射电望远镜能“看到”光学望远镜无法看到的电磁辐射，从而进行远距离和异常天体的观测，但如果要达到足够清晰的分辨率，就得把望远镜的天线做成几百公里，甚至地球那么大。

上世纪50年代，剑桥大学的天文学家马丁〃赖尔建成了第一台射电干涉仪，使不同望远镜接收到的电磁波可以叠加成像，在此基础上
，VLBI得以发展。

1974年，赖尔以此获得了诺贝尔奖。

原理：射电源辐射出的电磁波﹐通过地球大气到达地面﹐由基线两端的天线接收。

由于地球自转﹐电磁波的波前到达两个天线的几何程差(除以光速就是时间延迟差)是不断改变的。

两路信号相关的结果就得到干涉条纹。

天线输出的信号﹐进行低噪声高频放大后﹐经变频相继转换为中频信号和视频信号。

在要求较高的工作中﹐使用频率稳定度达10 的氢原子钟﹐控制本振系统﹐并提供精密的时间信号，由处理机对两个“数据流”作相关处理﹐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﹐则从求出的延迟和延迟率可得到射电源位置和基线的距离﹐以及根据基线的变化推算出的极移和世界时等参数。

参数的精度主要取决于延迟时间的测量精度。

因为﹐理想的干涉条纹仅与两路信号几何程差产生的延迟有关﹐而实际测得的延迟还包含有传播介质(大气对流层﹑电离层等)﹑接收机﹑处理机以及钟的同步误差产生的随机
延迟﹐这就要作大气延迟和仪器延迟等项改正﹐改正的精度则关系到延迟的测量精度。

目前延迟测量精度约为0.1毫微秒。

中国科学院的VLBI网是测轨系统的一个分系统，它目前由北京、上海、昆明和乌鲁木齐的四个望远镜以及位于上海的天文台的数据处理中心组成。

这样一个网所构成的望远镜分辨率相当于口径为3000多公里的巨大的综合望远镜，测角精度可以达到百分之几角秒，甚至更高。

VLBI测轨分系统的具体任务是获得卫星的VLBI测量数据，包括时延、延迟率和卫星的角位置，并参与轨道的确定和预报。

具体的任务，比如说完成卫星在24小时、48小时周期的调相轨道段的测轨任务。

完成卫星在地月转移轨道段、月球捕获轨道段以及环月轨道段的测轨任务。

并且还要参加调相轨道、地月转移轨道、月球捕获轨道段的准实时轨道的确定和预报。

VLBI测轨分系统从2007年10月27日起，即卫星24小时的调相轨道段的第一天正式实施对嫦娥一号卫星的测量任务。

现在已经完成了24小时、48小时调相轨道、地月转移轨道段和月球捕获轨道段的第一天总共十天的测量任务。

其他应用
VLBI分系统的各测站数据处理中心设备工作正常，VLBI测量数据及时传输到北京的航天飞控中心，数据资料很好，满足了工程的要求，为嫦娥一号卫星的精确定轨作出了贡献。

2、什么是恒星时、平太阳时、世界时、原子时、协调世界时？它
们之间如何进行转换？P22
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8、卫星测高基本原理是什么？试述卫星测高的应用。

卫星测高（satellite altimetry）是利用人造地球卫星携带的测高仪，测定卫星到瞬时海平面(或平坦地面)的垂直距离的技术和方法。

主要用于海洋大地测量，目的是根据卫星测高获取的海洋面至卫星的高度，确定海洋大地水准面和海面地形。

其原理为：用地面跟踪站的观测数据确定卫星的轨道根数和位胃!参数(确定卫星的地心向径)，用测高仪测取海洋面至卫星的高度(确定海洋面的地心向径)，而地球椭球体的几何参数和定位参数(地球椭球体面的地心向径)为已知，由此可算出海洋面与地球椭球体面之间的地心向径之差，即海面高度ζ；再用海面高度并据海洋大地水准面的定义，可确定海洋大地水准面，大地水准面的差距Ⅳ也可进而确定。

利用ζ一N的数据并进行滤波，即得海面地形ζn(=ζ-N)。

还应顾及诸如轨道改正、仪器改正、大气改正、海洋物理改正等。